Pozorování proměnných hvězd – listopad 2012

Tradiční inverzní a mlhavé listopadové počasí příliš nepřeje pozorování. Během tohoto měsíce bylo pořízeno za pět nocí 2712 měření zákrytových dvojhvězd. Ve většině případů se jednalo o dlouhodobě pozorované systémy z programu na sledování změn v O-C diagramu, jako například IM Per, V 495 Aur, ZZ Cas, CF Tau a další.
Zajímavostí měsíce je publikování práce o zákrytové dvojhvězdě HW Vir autorů K. Beuermanna, S. Dreizlera, F. V. Hessmana a J. Dellera, kde se podle výsledků pozorování se předpokládá přítomnost minimálně dvou exoplanet. V této práci byla použita i data pořízená na hvězdárně ve Valašském Meziříčí a pozorování z letošního března prozatím podporují jejich závěry. Následující řádky jsou překladem zajímavých částí této publikace, které jsou doplněny výsledky pozorování z března 2012.

Pátrání po průvodcích u dvojhvězd – HW Virginis

K. Beuermann, S. Dreizler, F. V. Hessman, a J. Deller
Institut fur Astrophysik, Georg-August-Universitat, Friedrich-Hund-Platz 1,  D-37077 Gottingen, Germany

Abstrakt:
V práci jsou uvedeny nové změřené okamžiky minim krátkoperiodické zákrytové dvojhvězdy typu sdB/dM HW Virginis, které se značně liší od časů předpovídané podle předchozího modelu. V tomto modelu vycházely orbity planet jako nestabilní. V této práci je prezentován nový model s dlouhodobě stabilními orbitami planet. V tomto modelu jsou řešeny orbitální dráhy planet kolem HW Vir s periodami 12,7 a 55  (± 15 let). Pro koplanární dráhy s dvojhvězdou vychází hmotnost vnitřní obří planety M₃ sin i₃ = 14 _MJup a vnější objekt bude zřejmě hnědý trpaslík nebo hvězda s malou hmotností M₄ sin i₄ = 30-120 _Mjup. Při použití kódu Mercury 6 se ukazuje, že takový systém se jeví jako stabilní více než 10⁷ let i přes velké vzájemné působení mezi objekty.

Úvod:
Periodické nebo kvaziperiodické variace okamžiků minim u zákrytových dvojhvězd pozorované po dobu několika desetiletí je možné vysvětlit například aktivitou sekundární složky (Applegate 1992), stáčením přímky apsid (Todoran 1972) nebo přítomností třetího tělesa u dvojhvězdy (Nather a Robinson 1974). V roce 2009 Lee a kol. řešili variace O-C diagramu u dvojhvězdy HW Vir typu sdB/dM s periodou 2,8 hodiny pomocí LTT efektu způsobeného orbitálním pohybem dvou gigantických planet.
Existují i podobné systémy s jednou složkou, jako například HS0705+67, DP Leo, HS2231+24 a NSVS14256825 (Qian a kol. 2009, 2010a,b, Beuermann a kol. 2011, 2012). Další případy s víc než jedním průvodcem jsou například NN Ser (Beuermann a kol. 2010), UZ For (Potter a kol. 2011), RR Cae a NY Vir (Qian a kol. 2012a,b), QS Vir (Parsons a kol. 2010), a HU Aqr (Qian a kol. 2011, Hinse a kol. 2012).
Otázku stability drah je třeba řešit pro početnější soustavy. Takové rozbory nebyly zahrnuty ve většině původních publikací s výjimkou u dvou planet v systému NN Ser, které vytváří rezonanční pár (Beuermann a kol. 2010). Podobný systém řešili i v práci Qian a kol. (2011) u HU Aqr, který se však jeví jako nestabilní (HU Aqr – Hornet a kol. 2011 a Wittenmyer a kol. 2011), ačkoliv mohou existovat další řešení (Hinse a kol. 2012).
Planetární hypotéza na vysvětlení variací pozorovaných okamžiků minim byla přijímána skepticky (Wittenmyer kol. 2011). Největší kritici tohoto modelu Lee a kol. (1999) a Qian a kol. (2011) vycházeli z kombinace LTT efektu a dlouhodobého zkracování periody na časové škále t = P/P. = 10⁷ let, pravděpodobně propojeného s nějakým dalším mechanismem. Zkracování periody vlivem gravitačního vyzařování gravitačních vln je zanedbatelné a pohybuje se v hodnotách t = 3 x 10⁹ let. Magnetické brždění by mohlo vysvětlit dlouhodobé období zkracování periody, ale nemůže vysvětlit nedávné období nárůstu periody HW Vir. Applegates (1992) sice připouští možnost současného působení obou mechanismů, ale mnoho autorů připouští, že se jedná o slabé mechanismy, které by dokázaly způsobit tak velké variace (například Brinkworth a kol. 2006, Watson a Marsh 2010). Družice KEPLER objevila několik cirkumbinárních systémů u málo vyvinutých zákrytových dvojhvězd (Doyle a kol. 2011, Welsh a kol. 2012) a proto můžeme předpokládat, že podobný systém se může vyskytovat u vyvinutých soustav. Je ale možné, že planetární systém nemusí přežít fázi společné obálky kolem dvojhvězdy. V tomto případě právě navrhované cirkumbinární planetární systémy objevené metodou LTT je nutné opatrně prozkoumávat.
V této práci jsou prezentovány nová měření okamžiků minim pro HW Vir, které se výrazně liší od předpovědí z práce Lee a kol. (2009). Je zde také ukázáno, že planetární systém navrhovaný Lee a kol. je dlouhodobě nestabilní a tedy neudržitelný.

Pozorování:
Pozorovací kampaň byla zahájena v prosinci 2010 na univerzitní observatoři McDonald v Texasu pomocí dalekohledu MONET/North. Časy okamžiků minim byly počítány pro lineární efemeridy platné v období let 2010-2012

T_^ecl = BJD(TT) 2455543.984055(2)+ 0.116719555(2) E

Rezidua měření jsou zobrazena v grafu O-C na obrázku 1. Hodnota 0,8 sekundy je ve shodě s chybou získanou z fitování světelné křivky. Velké množství primárních a sekundárních minim bylo získáno v další literatuře.
Skupina astronomů na SAAO pozorovali HW Vir v letech 1984 – 2002 (Marang a Kilkenny 1989) a Kilkenny a kol. (1991, 1994, 2000, 2003) a získali celkem 111 minim s přesností lepší než 2 sekundy. Měření Lee a kol. (2009) se překrývá s daty SAAO a pokračuje do roku 2009. Další minima byla publikována v pracích Wood a kol. (1993), Gurol a Selan (1994), Wood a Saffer (1999), Cakirli a Devlen (1999), Kiss a kol. (2000), Agerer a Hubscher (2000, 2002, 2003), Ibanoglu a kol. (2004) a Brát a kol. (2008, 2009, 2011). Další minima byla získána od japonské VSNET (Kato a kol. 2004).
Pro analýzu nebyla použita všechna data okamžiků minim. Pro vytvoření O-C diagramu byla použita primární minima z důvodu lepšího určení času minima jasnosti než v případě sekundárních minim. Jejich poloha ve fázové křivce navíc odpovídá hodnotě 0,5 s přesností několika sekund, podobně jako u případů sdB systémů NSVS 14256825 a HS 0705+67.
Pro vytvoření grafu O-C_lin2  na obrázku 1 byla použita lineární efemerida z práce Lee (2009) uvedená na obrázku 5. Do

tohoto grafu byla zařazena všech 111 pozorování skupiny SAAO, 20 z práce Lee (2009), 4 z práce Wood a kol. (1993), Wood a Saffer (1999), 3 z OEJV Brát a kol. (2011), 8 z databáze VSNET, 3 z databáze BAV a nová pozorování uvedená v této práci. Všechny časy byly opraveny na heliocentrický systém v barycentru označené jako BJD(TT)³.  (http://astroutils.astronomy.ohio-state.edu/time/).
V tabulce 1 jsou shrnuty parametry dvojhvězdy HW Vir relevantní pro současnou studii. Hmotnost a vzdálenost jsou převzaty z práce Lee (2009). Hodnoty excentricity byly získány z nových hodnot minim T_ecl  = P_bin e/p < 1 a pro stáčení přímky apsid U = P_bin (M₂/M₁)(a_bin/R₂)⁵/(15 k₂) ≃ 43 d, kde k₂ = 0,15 je konstanta vnitřní struktury plně konvektivní sekundární složky.

Model podle práce Lee a kol.
Jejich interpretace dat pro HW Vir byla dělána pro pozorování do roku 2008 (cyklus E = 76050). Změny byly přisouzeny vlivem LTT efektu přítomností dvou planet. V obrázku 1 je ukázána jejich modelová křivka pro kvadratické variace (čárkovaná čára) a jejich konečný model (plná čára). Tento model plně odpovídá do roku 2008, ale selhává pro nová data. Rozpor dosáhl v roce 2012 až 250 sekund.

Obrázek 1:
O-C diagram pro HW Vir sestrojený podle lineární efemeridy použité z práce Lee a kol. (2009) a jejich
modelovou křivku pro dva objekty (plná čára) a základní kvadratickou efemeridu (čárkovaná čára). Data získaná
ze SAAO jsou označena zeleně, data z práce Wood a kol. (modrozelená), Lee a kol. (žlutá), Lee a kol. (žlutá), 
BAV a VSNET (fialová), AAVSO (modrá), Brno (červená).

Obrázek 2:
Horní část - fit pro dvě keplerovské dráhy sestavený na základě pozorovaných variací zákrytů pro HW Vir. Data
Jsou vztažena k lineární efemeridě T_ecl = BJD(TT) 2445730.5497(72)+ 0.11671969(15)E,. Plná čára představuje
LTT model pro celou soustavu, příspěvek od vzdálenějšího průvodce je zobrazen dlouhou čárkovanou čarou
(oběžná doba 55 let, excentricita dráhy e = 0,05), od bližšího krátkou čárkovanou čarou (oběžná doba 12,7 let,
excentricita dráhy 0,4).
Střední část – data s příspěvkem vzdálenějšího průvodce po odečtu vlivu vnitřního průvodce (plná čára).
Spodní část – rezidua po odečtení vlivu obou průvodců.      

Obrázek 3:
Světelná křivka HW Vir pořízená v noci z 20. na 21.3. 2012 na hvězdárně ve Valašském Meziříčí dalekohledem
dalekohledem Celestron 280/1765 mm a kamerou CCD SBIG ST7. Na obrázku jsou zaznamenána dvě primární
a sekundární minima.  

Obrázek 4:
O-C diagram pro hvězdu HW Vir. Poloha červeného bodu odpovídá pozorování z noci 20. na 21.3. 2012. Toto
pozorování potvrzuje trend popisovaný v této práci.  Pro vykreslení grafu byly použity lineární efemeridy z práce
Lee a kol. 2009 (HJD = 2 445 730,55743 + 0,1167195E.)

Tabulka 1:
Základní parametry zákrytové dvojhvězdy HW Vir

autor: Ladislav Šmelcer