Pozorování proměnných hvězd – červenec 2012

Červencové počasí pozorování příliš nepřálo. Během 6 nocí bylo pořízeno 1178 snímků. Jednou ze zajímavých pozorovaných zákrytových dvojhvězd byla hvězda FP Boo. Ta byla objevená jako proměnná hvězda při misi družice Hipparcos v roce 1997. Definitivní označení dostala hvězda HIP 76970 v roce 1999 (viz IBVS 4659). Do programu jsem ji zařadil v roce 2010 jako málo sledovanou hvězdu se zajímavým průběhem O-C diagramu. O jaký systém se jedná, o tom je pojednáno v práci Gazease a Niachorse z roku 2006 o měření hmotnosti a momentů hybnosti kontaktních dvojhvězd.

Mon. Not. R. Astron. Soc. 370, L29–L32 (2006)

Abstrakt:
V práci jsou uvedeny výsledky pro více než stovku kontaktních dvojhvězd s nízkými teplotami. Byly pro ně určeny hmotnosti a momenty hybnosti. Sekundární složky mají pravděpodobně v těchto soustavách podobné hmotnosti. Pozorování podporuje argument, že vývoj postupuje k typu A kontaktních dvojhvězd bez potřeby ztráty hmoty. Dále se pak mohou vyvíjet k typu W systémy s podobnou hmotností a ztrátou momentu hybnosti.

Úvod:
Lucy v roce 1968 zveřejňuje první práce, kde popisuje vlastnosti a stavbu kontaktních dvojhvězd typu W UMa, které mohou existovat ve svých ekvipotenciálních obálkách, ale přitom mít velmi rozdílnou stavbu. V jakém vývojovém stádiu se nachází je velmi těžké určit, neboť spektra jednotlivých hvězd jsou propletena. Nepřímé informace pochází ze studia těchto dvojhvězd ve starých otevřených hvězdokupách (Ručinsky 1998) a kulových hvězdokupách (Ručinsky 2000), podobné výsledky byly získány z kinematických charakteristik (Guinan a Bradstreet 1988, Bilir 2005). Vše naznačuje, že tento typ dvojhvězd je starší než 2 miliardy let.

V roce 2004 Stepien propracoval model, kdy méně hmotná složka je vyvinutější než druhá. Tento model je velice blízký vysvětlení pro polodotykové dvojhvězdy typu Algol. V tomto modelu, kdy nynější sekundární složka má malou hmotnost a původně měli celkovou malou hmotnost, je možné vysvětlit například stavbu dvojhvězd AW UMa nebo SX Crv (Rasio 1995).

Hmotnosti:
Na obrázku 1 je vidět rozdělení hmotností jednotlivých složek oproti jejich orbitálním periodám. Zdá se, že sekundární složky mají podobné hmotnosti nehledě na periodě oběhu. Hmotnosti leží v intervalu 0-1 M_sl. Průměrná hmotnost sekundárních složek je 0,45 M_sl, zatímco primární mají hmotnosti v rozmezí 0,5 – 2,5 M_sl (pouze HV UMa má M1 = 2,8 M_sl).

Stejné rozdělení podle hmotností pro typy A a W je vykresleno i v obrázku 2. Horní část je vykreslena pro typ A, spodní pro typ W. V tomto případě je průměrná hmotnost sekundární složky typu A 0,41 M_sl, u typu W je hmotnost 0,49 M_sl. Podle práce Stepien (2004) se výměna hmoty u většiny kontaktních dvojhvězd odehrává u sekundární složky bohaté na hélium. V tomto případě se očekává hmotnost sekundárné složky podobné nebo menší než u bílých trpaslíků.

Dalším zajímavostí, která je vidět na obrázku 1 a 2, je nepřítomnost systémů s periodami 0,5-0,6 dne. Tato mezera může být způsobena výběrovým efektem v daném vzorku kontaktních dvojhvězd. Mnoho kontaktních dvojhvězd se stejnými minimy a periodami blízko 12-ti hodinám je obtížné pozorovat a mohou se zaměnit za pulsující proměnné, nebo periody kolem 6 hodin (u typu beta Lyrae). Nedávná studie (Ručinsky 2002) také ukazuje, že mnoho kontaktních dvojhvězd ještě nebylo objeveno.
Ve zkoumaném vzorku mají všechny hvězdy skupiny W orbitální periody kratší než 0,5 dne, zatímco skupiny A mají periody v celém rozsahu. Sedm systémů (CK Boo, FP Boo, SX Crv, GR Vir, TZ Boo, AW UMa a FG Hya) jsou ve všech grafech označeny jako trojúhelníky. Jedná se o systémy s nízkým poměrech q s velmi malou hmotností sekundární složky M₂ <  0,17 M_sl. V těchto systémech je rotační moment absorbován primární složkou a hraje významnou roli v celkovém úhlovém momentu systému. Podle práce Rasia (1995) nemohou systémy s malým q s hodnotami J _orb > 3J _spin. Existuje koexistence typů W a A s periodami od 0,3 do 0,5 dne. Všechny systémy s periodami menšími než 0,3 dne jsou typu W, s periodami delšími než 0,6 dne jsou typu A.

Závěr:
V současné době se řeší otázka, zda mají dvojhvězdy typu W UMa W a A stejný původ, anebo jejich předchůdce byl jiný. Hlavním cílem v této práci je studium hmotností a  momentů hybnosti zákrytových dvojhvězd. Výsledkem je skutečnost, že z typu W nevznikne typ A, protože moment hybnosti a hmotnost nemohou přibývat, ale pouze se ztrácet. Zdá se více pravděpodobné, že systém typu W se vyvíjí ztrátou hmoty a momentu hybnosti. Podobnou evoluci od dlouhoperiodických ke krátkoperiodickým dvojhvězdám popisuje ve své práci Bilir a kol. (2005), kde se popisují systémy s delšími periodami jako kinematicky mladší (cca 2 mld let), na rozdíl od krátkoperiodických (stáří 8 mld let). Zajímavým výsledkem z této studie je fakt, že hmotnosti sekundárních složek jsou velmi podobné. Rozptyl bodů je pravděpodobně způsoben nepřesným fotometrickým a spektroskopickým měřením, případně nebyl rozpoznán vliv třetího tělesa. V práci Pribulla a Ručinsky (2006) je naznačeno, že velké procento kontaktních dvojhvězd jsou trojhvězdné, případně vícenásobné systémy.

obrázek 1

obrázek 2

autor: Ladislav Šmelcer