Pozorování proměnných hvězd - březen 2017

Před časem mi kolega Jirka Liška z Masarykovy univerzity poslal ukázku z databáze SuperWasp světelné křivky zákrytové dvojhvězdy T LMi. Na první pohled bylo vidět několik zjasnění, které vzhledem připomínaly světelné křivky erupcí pozorovaných například u NSVS 01031772 Cam nebo GJ 3236. Proto jsme se rozhodli na tuto hvězdu podrobněji podívat.

Podle databáze VSX AAVSO se jedná o zákrytovou dvojhvězdu s periodou oběhu složek 3,019885 dne (HJD 2445397,368) a amplitudou 10,87 – 12,92 magnitudy.

Podrobnější analýzu okamžiků minim je možné najít v práci M. Yilmaze a kol. z roku 2015. Primární složka T LMi je spektrální třídy A0, sekundární složka K0IV. Z analýzy všech dostupných okamžiků minim se pozorují dlouhodobé změny v O-C diagramu. Ty jsou možné vysvětlit přenosem hmoty z hmotnější na méně hmotnou hvězdu rychlostí 3,22 x 10^-8 Msl/rok. Navíc z dalšího rozboru vyplývá, že v systému se pravděpodobně nachází třetí hvězda s periodou oběhu 83,6 roku.

Z databáze projektu SuperWASP je v datech vidět v rozmezí 5. 12. 2006 až 9. 3. 2007 celkem pět zjasnění pravděpodobně způsobených erupcí. Měl jsem k datům ze SuperWASPu nedůvěru, protože většina zjasnění byla zachycena na začátku fotometrie této dvojhvězdy v daných nocích. Po konzultaci to vypadá, že se jedná skutečně o artefakty vzniklé během fotometrie. Nicméně si tato hvězda zaslouží pozornost a zachycení dalšího minima přispěje k poznatkům o přítomnosti třetí hvězdy.

Obrázek 1: O-C diagram T LMi. V systému se pravděpodobně nachází třetí hvězda s periodou oběhu 83,6 roku.

S odstupem necelých dvou let jsme se podívali opět na zákrytovou dvojhvězdu HW Vir. Ta upoutala pozornost před časem jednak svoji krátkou periodou a jednak svým vývojem O-C diagramu. V roce 2009 skupina korejských astronomů (The Astronomical Journal, 137:3181–3190, 2009 February) zveřejnila publikaci řešící vzhled O-C diagramu. Parabolický tvar O-C diagramu je důsledek zkracování periody rychlostí -8,28 x 10^-9 dne/rok, které je pravděpodobně důsledkem ztráty momentu hybnosti přítomností magnetického pole hvězdného větru. V residuích jsou vidět další dvě periody, které je možné vysvětlit přítomností dvou dalších těles. Jejich řešení a model vyhovoval datům do roku 2008, další pozorování však ukázalo jiný chod O-C diagramu.

V roce 2012 Beuermann publikuje nové řešení, které počítá se stabilními drahami dvou těles kolem HW Vir po dobu minimálně 10⁷ let. V tomto modelu jsou řešeny orbitální dráhy planet kolem HW Vir s periodami 12,7 a 55  (± 15 let). Pro koplanární dráhy s dvojhvězdou vychází hmotnost vnitřní obří planety M₃ sin i₃ = 14 M_Jup a vnější objekt bude zřejmě hnědý trpaslík nebo hvězda s malou hmotností M₄ sin i₄ = 30-120 M_Jup. Při použití kódu Mercury 6 se ukazuje, že takový systém se jeví jako stabilní více než 10⁷ let i přes velké vzájemné působení mezi objekty.

Obrázek 2: O-C diagram pro HW Vir sestrojený podle lineární efemeridy použité z práce Lee a kol. (2009) a jejich modelovou křivku pro dva objekty (plná čára) a základní kvadratickou efemeridu (čárkovaná čára). Data získaná ze SAAO jsou označena zeleně, data z práce Wood a kol. (modrozelená), Lee a kol. (žlutá), BAV a VSNET (fialová), AAVSO (modrá) a publikace minim Brno (červená). Na grafu je vidět odklon oproti předpovědi z práce Lee a kol. (2009).

Obrázek 3: O-C diagram HW Vir z O-C brány sekce SPHE. Černé body představují data z jiných publikací, modré body jsou minima pořízená členy sekce SPHE v letech 2012-2015, červený bod je minimum pozorované 28. března 2017.