Pozorování proměnných hvězd – červen 2013

Zákrytová dvojhvězda SW Lyncis

Chun-Hwey Kim a kol., JASS 27, 263-278 (2010)

Pro zákrytovou dvojhvězdu SW Lyn bylo nedávno pořízeno několik nových minim. Dalších 47 minim bylo získáno ze světových databází v období posledních 13-ti let. Analýzou těchto dat vychází další lineární změny period s hodnotami 5,8 a 33,9 let. Pozorované kratší variace jsou připisovány chladnému průvodci zákrytové dvojice, ale jejich interpretace je zatím sporná. Analýza odhalila působení třetího tělesa na cyklické změny zákrytové dvojhvězdy, které již bylo dříve identifikováno spektroskopicky. Modelová křivka však potřebuje pro shodu s reálnými daty vyšší teploty horkých skvrn teplejší složky, než bývá zvykem u oddělených systémů.

Od objevu změn jasnosti SW Lyn uběhlo přes 60 let. V roce 1949 publikoval Hoffmeister její změny jasnosti a Huth v roce 1958 ji zařazuje do malé skupiny krátkoperiodických dvojhvězd s průběžnou změnou vzhledu světelné křivky, která je důsledkem výrazně rozdílných teplot jednotlivých hvězd. Gleim v roce 1967 prezentoval sadu světelných křivek v ultrafialové, modré a žluté barvě. Další fotoelektrické řady měření byly analyzovány Vetešníkem (1968), Predolinem (1980), Kaluznym (1985), Liem (1991), Kimem (1995), Oglozem (1998) a mnoha dalšími, naposledy Kreineren (2003). Výsledky jednotlivých prací nejsou jednotné z důvodu používání různých modelů i z důvodu zdánlivé variability světelné křivky.

Měření radiálních rychlostí provedl v roce 1977 Vetešník, na které navázal novým měřením Lu a kol. (2001), díky kterým se potvrdila přítomnost třetího objektu v neurčité poloze vůči zákrytové dvojhvězdě SW Lyn. Nicméně z měření radiálních rychlostí gravitační vazba k dvojhvězdě nebyla tak očividná, ale tato vazba byla již dříve přesvědčivě doložena na základě studií změn period Kimem a Hanem (1993), Kreinerem (1997), Oglozou (1998), Kimem (1999), Li a Qian (2005). Kim v roce 2001 získal 16 spekter v okolí čáry H_alfa v době vzestupu z primárního minima. Na čáře je vidět její profil a velikost změny, stejně tak i pohyb horké hvězdy. Existuje i nejistota v tak základním parametru, jako je spektrální typ horké složky. Gleim a Vetešník uvádí spektrální třídu F2 podle HD klasifikace, ale nemůže být ověřena díky nestandardnímu barevnému indexu. V databázi SIMBAD se udává spektrální třída F1V a F2V (také Hill a kol. 1975). V této databázi je uveden barevný index (B-V) = +0,23, ale po kalibraci vychází hodnota B-V = +0,20. Horká hvězda podle toho je spektrální třídy ne pozdější než A7 a není příliš daleko od hlavní posloupnosti. Tyto zdánlivě malé rozpory prozatím nejsou objasněny a pravděpodobně nejsou způsobeny mezihvězdnou extinkcí při poloze hvězdy na galaktické šířce +31,2^o.

Analýza nových dat vedla k upřesnění některých parametrů SW Lyn. Byla potvrzena perioda 5,8 let, která je výsledkem působení třetí hvězdy, byly upřesněny hodnoty teplot zejména horké složky. Objevuje se i modulace s periodou 33,9 let, u které se zatím o příčině pouze spekuluje. Systém SW Lyn se nenachází poblíž galaktické roviny. Předpokládá se, že baricentrická rychlost je 32 km/s. Podle systému Johnson a Soderblom (1987) byly určeny složky rychlostí U, V a W pro SW Lyn, -51 km/s od galaktického středu, -25 km/s ve směru slunečního antapexu a -19 km/s k rovině Mléčné dráhy. Tyto hodnoty nejsou malé a je otázkou, zda třetí hvězda není objekt zachycený během přiblížení zákrytové dvojhvězdy ke galaktické výduti.

Co se týče 33,9 leté periody, historie fotoelektrických a CCD měření tento interval příliš nepřesahuje a je docela možné, že se jedná pouze o krátkodobou epizodu přenosu hmoty. Vzhledem k tomu, že podle výsledků analýzy se nejedná o polodotykový systém, s určitou pravděpodobností se může tato varianta ignorovat. V zásadě nic nebrání připsat tento cyklus přítomnosti čtvrté hvězdy. Pro ilustraci je takové řešení uvedeno v tabulce 1. Hodnota K je sice menší pro čtvrtou hvězdu, než pro třetí. To ovšem nemusí být v rozporu, oběžné dráhy by mohly být s velmi různým sklonem. Periody jsou přibližně v poměru 6:1, excentricita dráhy třetí hvězdy je 0,58, tudíž se k sobě mohou tyto hvězdy přiblížit na vzdálenost menší než 5 AU. Pokud porovnáme orbitální periody a přibližné hmotnosti, tak podle kritérií stability (Harrington 1977, Eggleton a Kiselev 1995, Tokovinin 2004) by tato čtyřnásobná soustava měla být dynamicky stabilní.

Dalším vysvětlením variací je existence magnetické aktivity, kterou popsal ve své práci Applegate (1992) a později upravil Lanza (1998). Tato teorie předpokládá hvězdu s konvektivní obálkou, ve které vzniká magnetická aktivita. Byly provedeny testovací výpočty modelu pro chladnou i horkou hvězdu v systému pro periody 5,8 a 34 let. Z výsledků vyplývá, že pro periodu 5,8 let neexistuje rozumné řešení, neboť vyžaduje příliš velké variace svítivosti každé hvězdy. Nicméně pro delší periodu lze tímto mechanismem variace vysvětlit, výsledky se objevují v tabulce 2, kde parametr m_rms je velikost rozdílu bolometrické magnitudy průměrné světelné křivky. Vypočítané změny pro horkou složku jsou asi 20x menší, než je pozorovaná hodnota. Pozorované hodnoty pro chladnou složku jsou velmi blízké pro vypočítané, takže Applegateův mechanismus by mohl fungovat u chladné sekundární složky a vysvětlit pozorované 34-leté variace SW Lyn.

Ačkoliv přímý důkaz o magnetické aktivitě nebyl získán z periodové analýzy, objevila se možnost získání informací ze spekter pořízených 20. března 2001 na Bohyun Optical Astronomy v Korei dalekohledem o průměru 1,8m. Lineární rozlišení spektrografu v čáře H_alfa vychází na 56 A /mm (3 A / pixel). Na obrázku 2 jsou zobrazena spektra v době zákrytu. Pokud si odmyslíme Dopplerův posun spektra, pak nejnápadnějším detailem v čáře H_alfa je absorpce na červené straně spektrální čáry ve fázi 1,0. Pokud je tento jev reálný, může to znamenat magnetickou aktivitu u chladné složky dvojhvězdy. Bylo to ovšem zaznamenáno na krátké časové škále a odstup je pouhé 2 pixely. Na dalších spektrech takové defekty nejsou vidět, je proto možné věřit tomu, že v tomto jednom případě není reálný. I přes toto úsilí o potvrzení magnetické aktivity chladné složky nezávislým pozorováním ze spekter příčiny dlouhodobé variace zůstávají neznámé.  
 

Obrázek 1:
V horní části jsou zobrazena pouze fotoelektrická a CCD měření minim světelných křivek pro SW Lyn pro lineární efemeridy uvedené v tabulce 1. Kontinuální křivka zobrazuje obě zjištěné variace 5,8 a 34 let. Ve spodní části jsou pak rezidua dat po odečtení variací.

Obrázek 2:
Profil čáry H_alfa během zákrytu SW Lyn

Tabulka 1:
Dráhové parametry pro SW Lyn, třetí a hypotetickou čtvrtou hvězdou

Tabulka 2:
Parametry jednotlivých složek pro vysvětlení 34 leté periody magneticky aktivní hvězdou