Hvězdárna Valašské Meziříčí
www.astrovm.cz
   


18.06.2018
Opět pozorujeme! – Zákryty

V letošním roce se stalo pozorování zákrytů opět jedním z odvětví našich odborných pozorování. I přes špatné počasí z počátku roku se doposud (za období leden – květen) podařilo „napozorovat“ (tj. nahrát a vyhodnotit) několik úkazů (přehled v tabulce). Tato pozorování nám posloužila k otestování sestavy navržené pro pozorování.

01.06.2018
Další jasný bolid nad Českou republikou večer 26. května 2018

Jen několik dní po jasném bolidu, který byl zaznamenán 23. května 2018 na počátku nautického soumraku nad střední Moravou, zaznamenaly kamery sítě CEMeNt (Central European MetEor NeTwork) 26. května 2018 na počátku astronomického soumraku další jasný a velmi pomalý bolid. Bolid dosáhl absolutní jasnosti -5,2m a jeho atmosférická dráha začala nad severovýchodním cípem Slezska v České republice a skončila nad Slezským vojvodstvím v jižním Polsku.

02.05.2018
Za tajemstvím padajících hvězd: Jasný bolid nad jižním Maďarskem

Cokoliv se šustne nad obzorem, o tom čeští astronomové dobře vědí. A nezáleží na tom, že tentokrát proťal zářící objekt oblohu nad hranicí Maďarska a Chorvatska. Pomocí dálkové radarové detekce, pozorování pomocí monitorů náhlých ionosférických poruch, kamerových systémů a velmi kvalitních spektrografů lze odhalit tajemství jasného objektu za hranicemi České republiky.

Přihlašte se k odběru aktualit AKA, novinek z hvězdárny a akcí:

Více informací o zasílání novinek

Nacházíte se: Úvodní » Aktuality AK » Fotometrie zákrytové dvojhvědy typu SW Sex novám podobné kataklyzmické proměnné hvězdy BH Lyn

Fotometrie zákrytové dvojhvědy typu SW Sex novám podobné kataklyzmické proměnné hvězdy BH Lyn

25.07.2012

V průběhu měsíce března mě při výběru zajímavých zákrytových dvojhvězd zaujala hvězda BH Lyn. Původní záměr byl otestovat slabou zákrytovou dvojhvězdu, která mimo zákryty má jasnost 13,7 magnitudy a během zákrytu klesá až na hodnotu 16,3 magnitudy. V té době jsem ještě nevěděl, že  BH Lyn patří do malé skupiny proměnných hvězd typu SW Sex.
Následující článek přináší podrobnou studii z roku 2006, jejíž výsledky jsou doplněny novým pozorováním z hvězdárny ve Valašském Meziříčí.

Fotometrie zákrytové dvojhvědy typu SW Sex novám podobné kataklyzmické proměnné hvězdy BH Lyn

V. Stanishev,1,2  Z. Kraicheva,2 a V. Genkov,2

1 Department of Physics, Stockholm University, Albanova University Center, 106 91 Stockholm, Sweden
2  Institute of Astronomy, Bulgarian Academy of Sciences, 72 Tsarighradsko Shousse Blvd., 1784 Sofia, Bulgaria
e-mail: vall@physto.se,[vall;zk;vgenkov]@astro.bas.bg

Astronomy & Astrophysics 455, 223-226 (2006)

Abstrakt:
Práce prezentuje fotometrickou studii zákrytové dvojhvězdy typu SW Sex novám podobným kataklyzmických proměnných hvězdu BH Lyn. Fotometrie byla provedena metodou CCD ve filtru V během sedmi nocí v rozmezí let 1999 - 2004.  Z pozorování bylo určeno celkem 11 nových minim BH Lyn a z nich určená orbitální perioda s hodnotou 0,155875577 (14) dne. Mimo zákryt má dvojhvězda jasnost kolem 15,5 magnitudy, během zákrytu je amplituda poklesu 1,5 mag a doba trvání 0,0683 (±0,0054) Porb. Tvar světelné křivky během zákrytů je velmi proměnlivý, dokonce jsou pozorovány změny od cyklu k cyklu. Je to pravděpodobně důsledek změn jasnosti na povrchu akrekčního disku nebo silný flickering.

BH Lyn je zákrytová dvojhvězda nově podobná (NL) kataklyzmická proměnná (CV) s orbitální periodou 3,74 hodiny (Andronov a kol. 1989). Thorstensen (1991) prokázal z pozorování spektra BH Lyn příslušnost ke skupině hvězd typu SW Sex, což jsou objekty podobné novám. Emisní čáry odhalují přítomnost akrekčního disku. Další charakteristikou spektra jsou vysoké rychlosti v emisních čarách, úzká absorpce v emisních čarách během orbitální fáze 0,5. Světelná křivka během zákrytu má tvar spíše V než U a rozložení teploty v akrekčním disku odvozené z mapování během zákrytu je mnohem plošší než se očekává u ustáleného stavu nárůstu disku. Patterson ve své studii z roku 1999 poukazuje na skutečnost, že u většiny hvězd typu SW Sex se objevují záporné a kladné superhumpy.

V současné době není přesně popsán model hvězd typu SW Sex. U většiny klasických CVs hvězd se předpokládá při přetoku hmoty střet proudu s okrajem disku, kde se vytvoří horké místo v oblasti dopadu. Hellier v roce 1998 zatím navrhl nejvěruhodnější model, kdy část plynu nedopadne do okolí horké skvrny, ale dostává se nad disk, kde později dopadá blíže k bílému trpaslíkovi a vytváří druhou horkou skvrnu. V roce 2001 publikoval Rodriguez a kol. objev proměnlivé kruhové polarizace u hvězdy LS Peg a navrhují, že hvězdy typu SW Sex jsou intermediální polary s nejvyšší rychlostí nárůstu hmotnosti akrekčního disku.


Měření okamžiků minim bylo prováděno v rámci studie v letech 1999 – 2004. V O-C diagramu se objevují kladné hodnoty. Na obrázku 2 jsou rezidua v O-C diagramu proložena polynomickým fitem druhého řádu pro všechna získaná měření. Kvadratický člen vychází kolem 7,6 x 10-12 , což znamená, že se orbitální perioda BH Lyn prodlužuje na škále 4,2 x 106 let.

U většiny CVs hvězd dochází k přenosu hmoty z méně hmotné složky a v případě, že předpokládáme konzervativní přenos hmoty, dochází k prodlužování periody. Pravděpodobné hmotnosti složek dvojhvězdy BH Lyn vychází pro bílého trpaslíka M1 = 0,73 Msl a M2 = 0,33 Msl. (Hoard a Szkody 1997). Rychlost přenosu hmoty vychází M = 5 x 10-8 Msl/rok na základě

souhlasu s prodlužováním orbitální periody. Jak už bylo naznačeno, je zde několik argumentů proti tomuto scénáři. Prvním je skutečnost, že v případě CV hvězdy se pozoruje zkracování orbitální periody z důvodu ztráty momentu hybnosti na sekundárním magnetickém poli (Warner 1995). Druhý argument je hodnota rychlosti přenosu hmoty, která je příliš vysoká a není typická pro CVs. Třetím je fakt, že určená minima v práci Andronova (1989) byla získána z fotografických desek exponovaných 8, 12 a 30 minut. Není pak překvapením, že v datech je poměrně velký rozptyl. Druhé minimum bylo pořízeno z desek exponovaných 30 minut, což je jen o něco méně než celý průběh zákrytu a vychází velká kladná hodnota v O-C diagramu, což může být velká statistická fluktuace. Je tedy otázkou, zda je parabolický průběh O-C diagramu reálný. Další pozorování v budoucnosti by měla potvrdit, zda se orbitální perioda zvětšuje. V této práci je určena lineární efemerida bez prvních dvou měření –

HJDmin = 2 447 180.33600(28)+ 0.d 155875577(14)E.

Pro tyto efemeridy je v obrázku 2 vykreslen lineární fit plnou čarou. Ten je velmi podobný efemeridám uvedeným v práci Hoard a Szkody (1997), jejich orbitální perioda je o něco větší, ale rozdíl je menší než 1 minuta.
Na světelné křivce se objevují nápadné hrby mimo pozorované zákryty, které se nejvíce objevují v různých fázích orbitální periody. Protože pozorování byla prováděna ve velkých odstupech, není možné z nich udělat rozbor superhumpů pro BH Lyn.


Pokud se odstranila data ze zákrytů, bylo možné pomocí Lomb-Scargle periodogramu (Scargle 1982) provést analýzu pro data z dvou lednových nocí z roku 2000 (obrázek 1). Maximální frekvenci superhumpů odpovídá perioda 0,d1450 ± 0,0065. Tato hodnota je podobná z práce Pattersona (1999) (0,d1490 ± 0,0011).
Na světelné křivce BH Lyn je patrný silný flickering s typickou periodou 5 – 10 minut a amplitudou 0,2 magnitudy. Podobné hodnoty je možné vidět u světelných křivek hvězd typu NLs TT Ari, MV Lyr a PX And (Kraicheva a kol. 1999, Stanishev a kol. 2002). Hloubka poklesu jasnosti během zákrytu je 1,5 mag. a polovina průměrné doby trvání je 0,0683 (± 0,0054) orbitální periody ( cca 40 minut z pozorování v roce 2012). Na světelných křivkách během zákrytu jsou vidět variace i mezi následujícími cykly. Nejvíce změn je vidět v horní polovině světelné křivky, spodní část křivky je víceméně symetrická.

Diskuse:
Z důvodů velké variability profilů světelných křivek během zákrytu je velmi obtížné spočítat parametry složek. Je velmi pravděpodobné, že bychom dostali falešné výsledky. Rychlé změny, dokonce i během jediné noci, je možné vysvětlit dočasnými variacemi v rozložení jasnosti akrekčního disku. Intenzivní flickering je patrný před nebo po zákrytu. V případě, že taková fáze padne do zákrytu, může to změnit tvar světelné křivky. V případě hvězd typu SW Sex jejich akrekční disk vytváří komplexní struktury, které se mohou navzájem zakrývat. Tímto mechanismem je možné vysvětlit pozorování UV záření u další hvězdy typu SW Sex, DW UMa (Knigge a kol. 2000).


Přítomnost záporných superhumpů je u hvězd typu SW Sex velmi zajímavý a ještě není řádně vyřešen. Jednou z možností je precese náklonu akrekčního disku, v důsledku čehož se může měnit tok záření k pozorovateli. Ve spektru se tento jev může projevit dvěma způsoby
1) intenzivní emisní čáry s vysokou rychlostí z oblasti sekundární horké skvrny
2) v době změny polohy disku vůči pozorovateli díky precesi by ze spektra měly vymizet některé charakteristické rysy pro hvězdy typu SW Sex.

 

Obrázek 1
Světelná křivka BH Lyn
z práce V. Stanishev a kol. (Astronomy & Astrophysics 455, 223-226 (2006). Jasnost klesá během zákrytů o 1,5 magnitudy, mimo zákryty je patrná přítomnost superhumpů.

 

Obrázek 2
O-C diagram hvězdy BH Lyn
. Čárkovaná čára odpovídá nejlepšímu fitu pro data se započítanými hodnotami z práce Andronov, I. L., Kimeridze, G. N., Richter, G. A., a Smykov, V. P. 1989, IBVS, 3388. Ta však byla získána z fotografických desek s dlouhými expozičními časy a z nich určené okamžiky minim nejsou příliš přesné. Nová pozorování
V. Stanisheva a kol. (Astronomy & Astrophysics 455, 223-226 (2006) jsou označena kroužkem. K těmto datům se lépe hodí lineární fit.

 

Obrázek 3
Světelná křivka BH Lyn
pořízená na hvězdárně ve Valašském Meziříčí dne 28.3.2012 dalekohledem Celestron 280/1725mm se CCD kamerou SBIG ST7. Interval pozorování je od 19:00 – 23:30 UT. Kromě samotného zákrytu je také patrný napozorovaný flickering s amplitudou 0,2 magnitudy.


  
Obrázek 4
O-C diagram BH Lyn
. Modrými kroužky jsou označena rezidua časů minim v letech 1999-2004 z práce V. Stanisheva a kol. (Astronomy & Astrophysics 455, 223-226 (2006), červené kroužky jsou rezidua změřená na hvězdárně ve Valašském Meziříčí v březnu 2012. Trend zkracování periody, předpokládaný v práci V. Stanisheva a kol. (2006), se zdá být správný.

autor: Ladislav Šmelcer


   
Tato stránka je vytištěna z webu www.astrovm.cz
Těšíme se na Vaši návštěvu.
WebArchiv Hvězdárna Valašské Meziříčí, příspěvková organizace, Vsetínská 78, 757 01 Valašské Meziříčí
Příspěvková organizace Zlínského kraje. Telefon: 571 611 928, E-mail: info@astrovm.cz, Vyrobil: WebConsult.cz
Jak chráníme Vaše osobní údaje