Pozorování proměnných hvězd – duben 2013

Nepříznivé počasí během první poloviny měsíce neumožnilo řádné pozorování. Teprve v druhé půlce se situace o něco zlepšila. Celkem během 7 nocí se podařilo získat 5096 měření proměnných hvězd. Kromě jiných jsem se po roce vrátil k měření minim zajímavé zákrytové dvojhvězdy Z Dra.

Průběh O-C diagramu Z Dra je velmi komplikovaný a těžce interpretovatelný. Z tohoto důvodu se ještě neobjevila ucelená publikace, která by toto chování vysvětlilo. Pohled do historie objevu Z Dra a poslední spektroskopická měření alespoň zčásti objasní stavbu tohoto systému. Poslední ucelená práce vyšla v IBVS v roce 2006.

Fotometrie zákrytové dvojhvězdy typu Algol Z Dra

Terrell, D. IBVS 5742, 15. prosinec 2006

V roce 1903 Ceraski odhalil zákrytovou povahu hvězdy Z Draconis s tím, že se jedná o typ Algol. Russell a Shapley v roce 1914 analyzovali fotoelektrická pozorování Dugana z roku 1912 a mimo jiné zhruba odhadli vzdálenost systému na 1000 světelných let. Od té doby nebyly publikovány celé světelné křivky, i když v databázi je publikováno mnoho minim, jak je vidět například v O-C diagramu Kreinera a spol. (2001).

Struve v roce 1947 měřil radiální rychlosti primární složky. Nová pozorování zpracovaná v této publikaci byla provedena dalekohledem Schmidt-Cassegrain s kamerou SBIG ST-7 XE s fotometrickými filtry B,V,Rc a Ic. Diferenciální fotometrie byla provedena během sedmi nocí v období únor – březen 2005. Jako srovnávací hvězda byla použita GSC 4396-1170 a jako chek hvězda GSC 4396-0455. Hodnoty barevného Jonsonova indexu B-V byly převzaty z katalogu Tycho Bt-Vt a vychází 0,52 ± 0,05 pro srovnávací a 0,80 ± 0,12 pro kontrolní hvězdu. Pro zákrytovou proměnnou hvězdu vychází hodnotaB-V 0,45 ± 0,06. 
Nová fotometrická data a radiální rychlosti z práce Struveho (1947) byla analyzována programem Phoebe (Prša a Zwitter, 2005), který používá nejnovějšího programu Wilson-Devinney z roku 2003). Pro analýzu byly určeny také parametry okrajového ztemnění na hodnotu 0,32 a bolometrické albedo pro obě hvězdy s hodnotou 0,5. Střední efektivní teplota byla nejdříve zadána Tef = 8083 K ± 200 K na základě spektrální analýzy Struveho, který určil spektrální typ primární složky jako A5. Výsledná hmotnost a poloměr primární složky vychází na 1,49 M_sl a 1,49 R_sl. Tyto hodnoty jsou výrazně nižší, než je možné očekávat pro hvězdu třídy A5, a lépe se hodí prohvězdu spektrální třídy F4 V, která je uvedena v klasifikaci GCVS. Podle katalogů Tycho a MASS vychází barevné indexy taktéž lépe pro pozdější spektrální typ, tudíž další řešení vycházelo z teploty T1 = 6725 K a je uvedeno v tabulce 1. O-C diagram pak zobrazuje pro danou periodu dlouhodobý trend změn. Ze znalosti indexu B-V primární složky a z řešené světelné křivky vychází B-V index pro dvojhvězdný systém 0,45, což je ve vynikající shodě s pozorovanou hodnotou. Odhadovaná vzdálenost je 312 ± 28 pc, což je v souladu s hodnotou 236 ± 80 pc určenou z měření družice Hipparcos.
Všechny světelné křivky vykazují vyšší svítivost ve srovnání s teoretickými křivkami. Zprůměrovaná světelná křivka získaná Duganem (1912), kdy data získával po dobu 3,5 let, vykazuje určité asymetrie. Světelná křivka ve filtru Ic vykazuje silnou asymetrii mezi dvěma maximy. Část světelné křivky mezi fázemi 0,6 – 0,9 je znatelně plošší než mezi fázemi 0,1 – 0,4. Byly provedeny pokusy s modelem horké skvrny, ale nebyly získány uspokojivé výsledky, které by odpovídaly asymetrii všech světelných křivek. To naznačuje, že model s jednou skvrnou není dostatečný.
Pro spolehlivé řešení je potřeba získat spektroskopii s vysokým rozlišením. Vzhledem k tomu, že se jedná o částečné zákryty, určení poměru hmotností složek z fotometrie je diskutabilní (Terrell a Wilson 2005) a tento výsledek je možné považovat za předběžný. Změření radiálních rychlostí sekundární složky bude možné přesně určit poměr hmotností obou složek. Taktéž další fotometrické pozorování může odhalit jakoukoliv proměnnost asymetrií na světelné křivce.

Obrázek 1: fázová křivka zákrytové dvojhvězdy Z Dra ve filtrech B, V, Rc a Ic

Tabulka 1: Základní parametry jednotlivých hvězd systému Z Dra

Obrázek 2: O-C diagram zákrytové dvojhvězdy Z Dra v rozmezí let 1890 – 2012. Interpretace O-C diagramu je velmi komplikovaná, proč dochází k neperiodickým změnám okamžiků minim zákrytu. Červenými body jsou znázorněna pozorování pořízená na hvězdárně ve Valašském Meziříčí.