Pozorování proměnných hvězd – srpen 2012

Měsíc srpen byl pro pozorování daleko přívětivější než měsíc předchozí. Během třinácti nocí bylo pořízeno celkem 4894 snímků polí proměnných hvězd. Ukončení rekonstrukce také umožnilo návrat do východní kopule, takže je možné nyní pozorovat ze dvou stanovišť. Mimo jiné se do zorného pole dostala zákrytová dvojhvězda V 1061 Cyg. Dohledal jsem o ní poslední publikaci a je zřejmé, že se jedná o zajímavý trojhvězdný systém. Následující řádky představí detaily o tomto systému z práce z roku 2006 a další vývoj O-C diagramu v dalších letech z pozorování z Valašského Meziříčí.

Zákrytová dvojhvězda V 1061 Cygni – konfrontace vývojového modelu hvězd pro aktivní a neaktivní hvězdy slunečního typu.

Torres G., Lacy C.H., Marschall L.A.,

The Astrophysical Journal, 640: 1018-1038, duben 2006

Abstrakt:
V práci jsou prezentována spektroskopická a fotometrická pozorování zákrytové dvojhvězdy V 1061 Cyg (perioda 2,35 dne). Třetí hvězda je pozorovatelná ve spektru, tedy systém je trojhvězdou. Kombinací radiálních rychlostí všech tří hvězd, okamžiků naměřených minim a zprůměrovaných astrometrických dat z družice Hipparcos vychází orbita třetí hvězdy jako excentrická s periodou 15,8 let. Podařilo se určit základní parametry jednotlivých hvězd – hmotnost, poloměr a efektivní teploty

MA_a = 1,282 ± 0,015 M_sl,   RA_a = 1,615 ± 0,017 R_sl  a TAa_eff = 6180 ± 100 K (parametry pro primární složku A_a)
MA_b = 0,9315 ± 0,0068 M_sl,    RA_b = 0,974 ± 0,020 R_sl, a T Ab_eff = 5300 ± 150 K (parametry pro sekundární složku).
Hmotnost třetí složky byla určena MB = 0,925 M_sl a efektivní teplota je TB_eff = 5670 ± 150 K.

Současné modely pro vývoj hvězd dobře odpovídají hodnotám pro primární složku, ale neodpovídají pro určení poloměru sekundární složky, model předpokládá hodnotu o 10% menší než pozorovanou . Současně je nižší  i teplota, asi o 200 K. Tyto rozdíly jsou poměrně zajímavé, jelikož se jedná o hvězdu pouze o 7% méně hmotnou než naše Slunce.
Příčinou těchto rozdílů může být zjištěná chromosférická aktivita. Parametry pro hvězdné systémy bez aktivity odpovídají modelům, ale aktivní sekundární složka V1061 Cyg může být o něco větší a chladnější.

Přesně určené parametry oddělených zákrytových dvojhvězd poskytují základní data pro testování modelů a hvězdného vývoje (Andersen 1991, 1997). Pro hvězdy s hmotností menší než je hmotnost našeho Slunce se občas najde nesoulad mezi modelem a pozorovaným poloměrem a teplotou (Lacy 1977, Popper 1997, Clausen 1999, Tores a Ribas 2002, Ribas 2003). Při pokusech najít podobné systémy, které by odpovídaly testované teorii (Popper 1996, Clausen 1999b) se podařilo najít další případy těchto anomálií (Creevey 2005, Lopéz 2005).
Fotometrická proměnnost V 1061 Cyg (HD 235444, HIP 104263, spektrální třída F9, V = 9,24 byla objevena fotograficky Strohmeierem a Kniggem v roce 1959 a v roce 1962 klasifikována jako Algolida s orbitální perodou 2,346656 dne. Od té doby byla občas změřená primární minima. Větší pozornost této hvězdě začala být věnována po provedení spektroskopie Popperem (1996), který se věnoval vyhledáváním zákrytových dvojhvězd, kde jednou ze složek je hvězda pozdní spektrální třídy F až K. Na základě spektroskopie s vysokým rozlišením došel k závěru, že V 1061 Cyg patří pravděpodobně k polodotykovému systému vzácných chladných algolid. Klasické Algolidy se sestávají z chladného obra nebo podobra a hvězdy ranější spektrální třídy, zatímco podle hmotnosti chladné Algolidy patří ke hvězdám pozdějších spektrálních tříd (viz. Popper 1996).
Z tohoto důvodu byla tato dvojhvězda zařazena do pozorovacího programu Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics v roce 1998. Již v roce 2003 Sheets a kol. oznamují, že se nejedná o chladnou Algolidu, ale oddělený systém. Ke stejnému závěru dospěli i autoři této práce, navíc zjistili že
1) našli ve spektru troje spektrální čáry, tedy se jedná o trojhvězdu,
2) sekundární složka zákrytového systému je méně hmotná než Slunce a je proto zajímavá z hlediska omezení modelu stavby a vývoje hvězd (to byla původní motivace Poppera pro pozorování),
3) poměr hmotností je odlišný od podobných systémů.

Fotometrie:
Absolutní fotometrii V 1061 Cyg pořídil v roce 1992 Lacy. Hodnota červeného excesu je Q = (U-B) – 0,72 (B-V) a byla srovnávána s hodnotou standardní hvězdy podle katalogu Jonson a Morgan (1953). Hodnota odpovídala hvězdě spektrální třídy G0 s indexem (B-V)₀ = 0,60. Kalibrace není úplně přesná.  Z pozorovaného barevného indexu vychází spektrální typ F9 s teplotou 6040 K. Po iteraci světelné křivky algoritmem se zjistilo, že poměr jasností složek ve viditelné oblasti je kolem 0,43. Odhadovaná fotometrická teplota primární složky je 6200 K a sekundární 5280 K. Tyto teploty byly použity pro odhad okrajového ztemnění pro modelování světelné křivky. Tyto hodnoty jsou ve výborné shodě se spektroskopickým pozorováním.

 
Obrázek 1: Ukázka spekter V 1061 Cyg. Na obrázku jsou patrné spektrální čáry všech tří složek, pouze na prvním není patrná složka Ab (pozorování z roku 1987).

  
Obrázek 2: O-C diagram pro všechna měření V 1061 Cyg podle původní lineární efemeridy. Fotoelektrická pozorování jsou označena plnými kroužky, vizuální otevřenými kroužky, fotografická měření jsou označena trojúhelníky pro primární i sekundární minima. Periodické oscilace naznačující přítomnost třetího tělesa jsou zřejmé.
Obrázek 2a: O-C diagram V 1061 doplněný o pozorování z let 2009 – 2012 z hvězdárny ve Valašském Meziříčí. Tyto výsledky potvrzují závěry této práce z roku 2006

Obrázek 3: Radiální rychlosti pro hvězdu Aa (plné kruhy) a pro Ab (otevřené kruhy). Pohyb soustavy ovlivněný třetím tělesem je odečten. Fáze 0,0 odpovídá primárnímu minimu, tečkovaná čára reprezentuje střední rychlost systému.

 
Obrázek 4: Pohyb těžiště V 1061 Cyg změřený astrometrickou družicí Hipparcos. Horní obrázek je výsledek změřených pohybů včetně paralaxy, vlastního pohybu a orbitálního pohybu. Šipka představuje směr a velikost ročního pohybu. Spodní obrázek ukazuje orbitální pohyb po odečtení paralaxy a vlastního pohybu. Křížek na obrázku ukazuje polohu těžiště trojhvězdy, směr pohybu je označen šipkou. Periastron je označen kroužkem.

autor: Ladislav Šmelcer