Pozorování proměnných hvězd - prosinec 2013

Poslední měsíc roku 2013 patřil z pozorovatelského hlediska k průměrným. Za šest nocí bylo získáno 5512 měření zákrytových dvojhvězd. Pokračoval jsem v pozorování zákrytové dvojhvězdy EP And, očekávané výraznější změny v O-C diagramu se zatím nedostavují. Podařilo se také získat minima do projektu DWARF, konkrétně pro hvězdu HS 2231+2441 v souhvězdí Pegasa. Je to jeden z kandidátů na vyhledávání doprovodných těles v systému – hnědých trpaslíků nebo exoplanet. V porovnání s výsledky měření z roku 2012 okamžiky minim nastávají v rozmezí jenom několika sekund, což prozatím nenasvědčuje přítomnosti hmotnějšího tělesa. Jelikož se jedná o slabý systém a minima probíhají velmi rychle, je potřeba pro pozorování dalekohled většího průměru. Podrobnější informace o tomto novém zákrytovém systému přinesla práce R. Ostensen v roce 2007. 

HS 2231+2441 Peg – nová zákrytová dvojhvězda typu sdB HW Vir.

R. Ostensen, R Oreiro, a kol.

15ht. European Workshop on White Dwarfs, ASP Conference Series, Vol. 372, 2007

Objevuje se mnoho důkazů, že významná část podtrpaslíků B (označované jako sdB) se nachází v krátkoperiodických zákrytových dvojhvězdách, jejichž vznik je možné vysvětlit vývojem se společnou obálkou. (Maxted a kol. 2001). Doposud jsou známy tři zákrytové systémy, které mají hluboké zákryty a velmi výrazný efekt odrazu světla složek. Všechny mají orbitální periody mezi 130 a 170 minutami – HW Vir, NY Vir = PG 1336-018 a HS 0705+6700 (Drechsel a kol. 2001). V této práci je prezentován objev čtvrtého takového systému: HS 2231+2441. Tento systém má velmi podobné vlastnosti jako výše zmiňované systémy, kde jsou složkami dvojhvězdy trpaslíci třídy M s malou hmotností.

HS 2231+2441 (22:34:21,43, +24:56:58,45) byla objevena jako součást programu hledání nových krátkoperiodických pulsujících hvězd typu sdB pomocí dalekohledu Nordic Optical Telescope o průměru 2,5 metru na La Palma. Fotometrická data byla pořízena 1. června 2005 jako objekt 14,1 mag ve filtru B. Během následující noci fotometrie pokračovala, ale nebylo možné pořídit celou fázovou křivku (obrázek 1). Následná fotometrie ve filtrech B, V a I byla pořízena o 150 dní později na observatoři Bialkow s dalekohledem 60 cm. Na základě těchto dat byly vypočítány spolehlivé efemeridy. Následná spektroskopie byla poskládaná z 27 pětiminutových snímků, které pokryly celý orbitální cyklus, byla pořízena 4,2 metrovým dalekohledem William Herschel na La Palmě 9. září 2005 spektrografem ISIS s rozlišením 0,45 A/pixel.

Efemeridy a spektroskopická analýza

Z fotometrických dat pořízených na observatoři Bialkow byly odvozeny následující efemeridy – základní minimum a perioda

T_O = 2453522,66873 + 0,00004 dne
P = 0,1105880 + 0,0000005 dne

Analýza spektra byla vztažena k čarám Balmerovy série a héliovým čarám dává řešení pro efektivní teplotu a zastoupení hélia, z každého spektra bylo možné určit radiální rychlost. Na obrázku 3 jsou zobrazeny radiální rychlosti (zprůměrované z šesti nejlepších čar) z každých 27 jednotlivých spekter jako funkce na orbitální fázi. Sinusoidální fit pro křivku radiálních rychlostí udává i její amplitudu: K1 = 49,1 + 3,2 km/s.
Z tohoto spektra bylo možné získat parametry

T_eff = 28370 K + 80 K
log g = 5,39 + 0,01 dex
log n(He) / n(H) = -2,91 + 0,04 dex

K řešení orbitální periody byly použity programy Moro (Drechsel a kol. 1995) a Phoebe (Prša a Zwitter 2005) – viz. tabulka 1. Z radiálních rychlostí bylo možné určit funkci hmotnosti systému lépe, než poměr hmotností z řešení světelné křivky. Při použití hodnoty K1 = 49,1 km/s získáme funkci hmotnosti f(m) = 0,00135, ze které vychází hmotnosti složek M₂ = 0,075 Msl a M₁ = 0,47 Msl , tudíž poměr hmotností q = 0,159. 

Obrázek 1:    Světelná křivka HS 2231+2441 z roku 2005

Obrázek 2 vlevo:    Zprůměrovaných 27 spekter HS 2231+2441, vpravo: modelové spektrální čáry, které se hodí k orbitální dráze opravené o zprůměrované spektrum. 

Obrázek 3:   Radiální rychlosti odvozené podle napozorovaných spekter. Křivkou je vyznačen nejlepší fit. Na pravé straně je zobrazena pozice HS 2231+2441 v grafu Teff / log g. Čtverečky jsou zobrazeny pulsující hvězdy a symbolem + nepulsující hvězdy.


Tabulka 1:    Parametry HS 2231+2441 vypočítané podle modelu MORO a PHOEBE.