Pozorování proměnných hvězd – červenec 2013

Parné červencové dny nebyly příliš příjemné, nicméně alespoň během deseti pozorovacích nocí se bylo možné na chvíli ochladit a pořídit 3068 měření. Kromě klasických zákrytových dvojhvězd z dlouhodobého programu jsem začal testovat objekty z projektu DWARF. Jedná se o vybrané zákrytové dvojhvězdy u kterých je podezření, že se v blízkosti mohou vyskytovat další tělesa (trpaslíci nebo exoplanety). Jedním ze systémů je i zákrytová dvojhvězda HW Vir, kterou pozoruji již několik let a výsledky měření již byly publikovány v recenzovaných časopisech.

Tento měsíc se také objevila společná práce publikována v Central European Astrophysical Bulletin č. 37, která se zabývá systémem AV CMi. Jako spoluautor v následujících řádcích uvádím výsledky, které vznikly z podrobné analýzy J. Lišky a M. Zejdy. 

Nová fotometrie systému AV CMi – trojhvězda nebo čtyřhvězda?

J. Liška, M. Zejda, F. Lomoz, H. Kučáková, J. Janík, S. Poddaný, L. Brát, L. Šmelcer, P. Svoboda, R. Uhlář, J. Trnka, M. Chrastina

Central European Astrophysical Bulletin 37 (2013) 1, 201-206

V této studii jsou prezentovány nové výsledky založené na analýze fotometrických dat zákrytové dvojhvězdy AV CMi. Liakos a Niarchos (2010) prezentovali předběžné parametry tohoto systému na základě fotometrie a objevili pravděpodobně třetí těleso, které se nachází na neobvyklé vnitřní dráze jedné ze zákrytových hvězd. Nová analýza potvrdila tyto změny na světelné křivce, které jsou způsobené třetím tělesem. Tyto výsledky byly porovnány s modelem třech těles, ale lépe těmto výsledkům vyhovuje nový model dvou zákrytových dvojhvězd s periodami 2,277751 dne a 1,03843 dne. Astrometrická pozorování zatím neumožnila zjistit úhlovou vzdálenost dvojhvězdných párů.

AV CMi = 2MASS J07091084 1211190 je zákrytová dvojhvězda typu Algol objevená Hoffmeistrem v roce 1968. Později Gessner (1973) určuje předběžnou efemeridu, ale s poloviční periodou té skutečné a amplitudu 11,8 – 12,1 mag (pg). Na základě těchto špatných hodnot Svechnikov a Kuznetsova (1990) určují nesprávně absolutní parametry včetně spektrálních typů (F0 + G5IV). Zákrytová dvojhvězda se skládá ze dvou oddělených složek s orbitální periodou P = 2,277751 dne s excentrickou orbitální drahou e = 0,11 (Liakos a Niarchos 2010) s periodou apsidálního pohybu přibližně 187 let (Liška a kol. 2012). Liakos a Niarchos (2010) objevily neočekávané malé poklesy na světelné křivce (pokles toku o 2,6% s dobou trvání 3,3 hodiny). Tyto změny se snažili vysvětlit přítomností třetího tělesa s oběžnou dobou 0,519215 dne (Liakos a kol. 2012). Je obtížné určit, která hvězda je hostitelkou třetí hvězdy, protože obě binární hvězdy mají podobné teploty a poloměry (hloubka primárních a sekundárních minim je prakticky stejná). Liakos (2012) se snažil identifikovat hostitelskou hvězdu modelováním tvaru tranzitů. Přiřadil třetí těleso k primární složka (A) a sekundární (B). Po odečtení světelného toku hostitelských hvězd bylo měření analyzováno pomocí programu PhoS-T (Mislis a kol. 2011). Jejich výsledky jsou však neprůkazné vzhledem k nízké amplitudě a variacím tvaru tranzitů, ale také kvůli podobným teplotám primární a sekundární složky. Nicméně se podařilo určit poloměry třetího tělesa – 4,1-4,7 R_Jup v případě A, respektive 5,4-6,9 R _Jup v případě B. Sklon dráhy třetího tělesa vychází v rozmezí hodnot 53 – 62^o a vzdálenost od mateřské hvězdy 0,016 AU (v případě A), respektive 0,015 (B).

Cílem nové analýzy bylo ověření ovlivnění tranzitů na světelnou křivku a určit hostitelskou hvězdu v situaci, kdy dochází k tranzitu a zákrytu současně, což se nepodařilo. Testovali se dvě varianty – binární systém s třetím tělesem obíhající jednu z nich a možnost dvou zákrytových dvojhvězd. Oba tyto případy jsou považovány za neobvyklé u známých zákrytových systémů. K řešení byly použity výsledky podobných prací (Cagaš a Pejcha 2012, Lehmann a kol. 2012). Nová analýza naznačuje, že orbita třetí složky obíhající kolem jedné z hvězd bude s velkou pravděpodobností nestabilní z důvodu silných slapových sil. Pokud akceptujeme výsledky z práce Liakos a kol. (2012) (M₁ = 1,9 M_sl, a₃ = 0,016 AU, M₂ = 1,6 M_sl, a₃ = 0,015), pak by Lagrangeův bod L1 pro třetí těleso ležel pod povrchem (pro případ exoplanety) nebo těsně nad (pro případ hnědého trpaslíka). Taktéž amplituda světelné křivky je větší než pro většinu exoplanet. Pouze tři exoplanety mají větší amplitudy než 0,03 mag (WASP-10 = 0,039 mag, Quatar-2 = 0,037 mag, COROT-2 = 0,032 mag).

Řešení dvěma zákrytovými systémy se zdá být realističtější (podobně jako u V 994 Her (Lee a kol. 2008) a Cze V 343 (Cagaš, Pejcha, 2012)). Minima nejsou plochá, jak tomu je u zákrytů exoplanet a světelná křivka odpovídá zákrytové dvojhvězdě. Také je nutné poznamenat, že primární a sekundární minima se pro systém B mírně liší, bylo potřeba upravit efemeridu na T_min = 1,03843 dne a HJD = 2454899,873 x E. Pro vysvětlení variací dvou světelných křivek není potřeba gravitačně vázaný čtyřnásobný systém. Možná se jedná o dva zákrytové systémy, které se promítají na stejnou část oblohy. Tato alternativa byla testována astrometrickým pozorováním. Očekávaný posun polohy těžiště systému však nebyl pozorován (Liška a kol. 2012). Úhlové rozlišení 0,7“/pixel bylo možná nedostatečné (pozorováno v Brně). Pro definitivní závěry budou potřebná přesná fotometrická a zejména spektroskopická pozorování.

Obrázek 1
Separovaná fázová světelná křivka pro systém A (vlevo) a systém B (vpravo). Modelová světelná křivka je znázorněna šedou barvou, černými body pak pozorovaná data.