Pozorování proměnných hvězd - duben 2014

Tento měsíc jsem se primárně věnoval trpasličím zákrytovým dvojhvězdám, zejména GJ 3236 Cas a NSVS 1031772 Cam. Během devíti nocí bylo pořízeno 8141 měření. Do pozorovacího programu bylo zapojeno třetí stanoviště s dalekohledem Celestron 280/1725 mm s kamerou G2 4000.

Během fotometrie GJ 3236 Cas byla zaznamenána 17. dubna druhá erupce, která trvala pouze 4 minuty. Díky dostatečnému množství dat se podařilo odhalit variace jasnosti mimo zákryty a erupce s amplitudou 0,05 magnitudy. Vzhledem k tomu, že perioda je naprosto stejná s orbitální, příčinou těchto změn bude rozsáhlá oblast skvrn na jedné z hvězd. Vzhledem k výjimečnosti těchto událostí se připravuje publikace, kde budou zveřejněny podrobné výsledky. V následujících řádcích je uvedena studie tohoto zákrytového systému z roku 2009  

GJ 3236: Nová jasná zákrytová dvojhvězda s malou hmotností složek
J. Irwin, D. Charbonneau, Z.K. Berta
The Astrophysical Journal, 701: 1436 – 1449, 2009, srpen 2009

V práci jsou uvedeny výsledky fotometrie a spektroskopie zákrytové dvojhvězdy GJ 3236, systém s malou hmotností s oběžnou dobou 0,77 dne. Analýza světelných křivek a radiálních rychlostí umožnila určení hmotností hvězd 0,38 ± 0,02 a 0,28 ± 0,02 Msl. Poloměry hvězd jsou větší než jak předpokládají teoretické modely, což je v souladu s dosavadními výsledky pro podobné zákrytové dvojhvězdy. Deformace světelné křivky vyplývají z neznámého rozložení skvrn na hvězdách GJ 3236. Nejistoty stále panují v přesnosti určení velikosti hvězd, což se může vyřešit dostatečně přesnou barevnou fotometrií. Dvojhvězda je pravděpodobně synchronizována působením slapových sil. Díky krátké oběžné době se očekává vysoká aktivita, o čemž svědčí intenzivní emisní čáry H_alfa ve spektrech obou hvězd. Výsledky měření mohou pomoci pro určení parametrů vztahu hmotnost – poloměr pro tento typ hvězd, kdy dochází k přechodu k hvězdám s plnou konvekcí. To je zatím limitováno přesností měření dostupných v literatuře.

Oddělené systémy zákrytových dvojhvězd s patrnými spektrálními čarami obou složek poskytují poměrně přesné hodnoty základních parametrů – zejména hmotnosti a poloměru. U nejlépe zdokumentovaných systémů je přesnost určení menší než 1% a tím se také se zpřesňují modely hvězdného vývoje (Anderson, 1991). Zde jsou uvedeny čtyři další systémy s jedním nebo více složkami s hmotností kolem 0,4 Msl s omezením hořením vodíku hvězd na hlavní posloupnosti: CM Dra (Eggen a Sandage 1967, Lacy 1977), CU Cnc (Delfosse a kol. 1999), 133-373 LP (Vaccaro a kol. 2007) a SDSS J031824-010018 (Blake a kol. 2008). Ačkoliv další objekty – JW 380 (Irwin a kol. 2007), NSVS 02502726 (Cakirli a kol. 2009) a systémy v NGC 1647 (Hebb a kol.2007) splňují hmotnostní kritérium, ale stále se nachází před vstupem na hlavní posloupnost.

Ze známých systémů mají pouze dva určené parametry s přesností lepší než 2% - CM Dra a CU Cnc. Pro SDSS J031824-010018 jsou poměrně nespolehlivě určeny hodnoty radiálních rychlostí, jelikož se jedná o velmi slabý systém (SDSS r = 19,3 mag) s velmi krátkou oběžnou dobou 0,41 dne, což neumožňuje pořizování delších expozic spektra pro větší odstup signál – šum. Je tedy jasné, že je potřeba získat data od dalších podobných systémů s malou hmotností, které se nachází již na hlavní posloupnosti. U těchto zákrytových systémů se objevují výrazné nesrovnalosti modelů s pozorováním. To se týká zejména hvězd s hmotností menší než 0,4 Msl – např. u CM Dra – mají poloměry o 10-15 % větší, než předpokládá teorie. Jeden z návrhů předpokládá, že důvodem může být slapové působení složek na sebe, které ve výsledku vede k vysoké aktivitě. to by mohl být důvod, který je zodpovědný za větší poloměry CM Dra (Chabrier a kol., 2007). Lopéz-Morales (2007) zkoumal vzorek jednotlivých hvězd a dvojhvězdných systémů a hledal korelaci mezi poloměrem a úrovní aktivity a metalicitě. Zjistil, že taková korelace existuje pro členy těsných dvojhvězd.

Zákryty u GJ 3236 byly objeveny v průběhu ledna 2008 během prvních 14 dní pozorovací kampaně Mearth observatory, jejímž cílem je objevovat tranzitující super-Země obíhající kolem trpaslíků spektrální třídy M (pozdní typy) na severní polokouli (Nutzman a Charbonneau 2008, Irwin a kol. 2008). Expoziční časy byly voleny tak, aby byla zajištěna detekce případné přecházející planety cílové hvězdy, v případě GJ3236 to bylo 82 sekund. V průběhu ledna – května a od října 2008 bylo pořízeno dostatečné množství dat pro získání základních elementů GJ 3236. Vzhledem k tomu, že jsou patrné změny ve vzhledu světelné křivky v průběhu dvou pozorovacích období, pro stanovení elementů byla použita data z první řady.
V rozmezí 2. října – 11. prosince 2008 bylo pořízeno 1540 měření, kdy bylo získáno 6 primárních a 3 sekundární minima. Pro zpracování snímků byla použita menší clona 5 pixelů, než standardní 10 pixlová, používaná u takto jasných hvězd) z důvodu přítomnosti blízké hvězdy vzdálené 7“ od GJ 3236, přibližně o 4 mag slabší. Tato hvězda nesdílí vlastní pohyb s GJ 3236 a tedy není s ní fyzicky spojena. Na obrázku 1 je ukázána poloha hvězdy vůči okolí v různých epochách.

Nejvážnějším omezením současné analýzy je použití pouze jednoho filtru, kterým je pořízena světelná křivka a podle které byly modelovány pozorované variace. To je především vidět na porovnání tří výsledků uvedených v tabulce 1, kde jsou velké odchylky zejména v parametrech sklonu dráhy i, poměru efektivních teplot T2/T1 a poměru (R1+R2)/a, které především závisí na rozložení skvrn na hvězdách. Vzhledem k dobře určeným hodnotám radiálních rychlostí jsou další parametry, jako třeba hmotnost, určeny přesněji. Největší nejistota je tedy v určejí poloměrů jednotlivých hvězd. 

Efektivní teploty, svítivost a kinematika
Za předpokladu, že známe efektivní teplotu jedné složky zákrytové dvojhvězdy, tak z vícebarevné fotometrie a radiálních rychlostí je možné určit bolometrickou svítivost pro obě složky. To vyplývá přímo z definice efektivní teploty vyjádřené Stefan – Boltzmanovým zákonem. S bolometrickou korekcí a naměřenou hodnotou magnitudy je pak možné odvodit vzdálenost, zčervenání světla mezihvězdnou extinkcí můžeme zanedbat, jelikož se systém nachází poměrně blízko. Gliesa a Jahreiss v roce 1991 z fotometrické paralaxy odvodili vzdálenost 47 ± 8 pc a Lepine v roce 2005 uvádí 21 ± 4,4 pc.

Závěr:
Na obrázcích 4 a 5 je ukázána pozice GJ 3236 v teoretických modelových grafech M trpaslíků hmotnost – poloměr a hmotnost – efektivní teplota. Většina systémů s dobře určenými parametry má větší poloměry, než předpokládají teoretické modely, ale sklon závislosti hmotnost – poloměr souhlasí s pozorovanými daty a teoretickým modelem. Pro GJ 3236 byly spočítány tři modely, které vychází z mírně různých počátečních podmínek a jejich poloha v grafu hmotnost – poloměr je zobrazeno na obrázku 4 . Modely 1 a 3 se nachází na předpokládané pozici, zatímco model 2 zřejmě není příliš reálný. Pravděpodobně střední model nejlépe popisuje tento zákrytový systém, leží tedy nad teoretickou křivkou. To je v souladu se známými výsledky v literatuře, kdy vychází poloměry o 10-15 % větší, než je teoretická předpověď. Ve vztahu hmotnost – efektivní teplota se nachází pod teoretickou linií, teploty složek GJ 3236 jsou tedy nižší oproti teorii. To je také v dobré shodě s dalšími známými systémy jako je například CM Dra. Ve srovnání s CM Dra a CU Cnc, GJ 3236 má kratší oběžnou dobu a podle spektroskopie čáry H_alfa mimo zákryty je zřejmé, že dochází k modulaci světelné křivky. To je důkazem vysoké aktivity tohoto systému. Z fotometrie a spektroskopie také vyplývá, že rotace hvězd je synchronizována s orbitální periodou, což také vyplývá z teorie slapových sil (Zahn 1977). 
Chabrier a kol. 2007 představili dvě hypotézy vysvětlující pozorované rozdíly poloměrů mezi teoretickým modelem a zákrytovými dvojhvězdami.

1) důvodem většího poloměru má být snížení výkonu konvekce z důvodu vysoké rotační rychlosti a velkých magnetických polí,

2) magnetické skvrny pokrývající povrch vedou ke snížení tepelného toku a tedy větší poloměr také vede k nižší povrchové teplotě.

Pro druhou hypotézu byly nalezeny shody pro některé známé zákrytové dvojhvězdy – např. YY Gem (Gent, 1926, Joy a Sanford 1926, Torres a Ribas 2002), kdy rozpor v poloměru (a tedy i efektivní teplotě) je možné vysvětlit přítomností skvrn pokrývajících až 50% (pakliže jsou skvrny chladnější ve fotosféře o 15% - Ribas a kol. 2008). U GJ 3236 je podobná amplituda změn jako u YY Gem, srovnatelný rozdíl v poloměru hvězdy v rámci pozorovaných chyb a podobné efektivní teploty, které jsou nižší, než předpokládají modely. Pokud se získá přesná mnohopásmová fotometrie, která pokryje celou orbitální fázi a určit teplotu skvrn a získat pozorování potvrzení teorie. Současné modely mají omezené z důvodu nedostatku dat mimo minima a vícebarevné fotometrie. Pro zpřesnění bude potřeba získat další vícebarevnou fotometrii a přesnou spektroskopii.

Obrázek 1: Fotografie GJ 3236. Kroužek znázorňuje clonku o velikosti 5“ (poloměr) použitou pro fotometrii světelné křivky. První a druhý snímek pochází z Palomarské Sky Survey Digitized, datum pořízení odpovídá roku 1954,1 (POSS-1) a 1992,7 (POSS-2). Poslední je z přehlídky Mearth z roku 2008,8. Všechny snímky jsou stejně zcentrované, mají stejnou velikost i orientaci na obloze.

Obrázek 2: Fázová křivka radiálních rychlostí GJ 3236. Plnými kroužky jsou znázorněné hodnoty pro primární složku, prázdnými pro sekundární složku.

Obrázek 3: Fázové světelné křivky získané z fotometrie MEarth a v pásmech V aj. Na každém obrázku jsou vidět data jako černé tečky, červená plná čára představuje modelovou světelnou křivku podle WD modelu 3 (viz tabulka 1), spodní část ukazuje rezidua měření.

Obrázek 4: Vztah hmotnost – poloměr pro zákrytové dvojhvězdy s dvojitými spektrálními čarami s jednou nebo více složkami s hmotností menší než 0,4 Msl. Černé body s chybovými úsečkami ukazují polohu obou složek GJ 3236 v tomto diagramu pro řešení tří modelů uvedených v tabulce 1. Šedými body jsou označeny polohy dalších systémů známých z literatury. Černá čára představuje teoretické hodnoty vztahu hmotnost – poloměr zpracované podle vztahů z práce Baraffe a kol. (1998) pro hvězdy staré 1 mld. let.

Obrázek 5: Vztah hmotnost – teplota pro stejnou kategorii objektů. Tři řešení v tommto případě jsou velmi podobná. V tomto schématu je zahrnuto i několik M trpaslíků s větší hmotností: YY Gem, GU Boo a OGLE BW3 V38. Černá čára představuje teoretické hodnoty vztahu hmotnost – teplota zpracované podle vztahů z práce Baraffe a kol. (1998) pro hvězdy staré 1 mld. let.


Tabulka 1: Zde jsou uvedeny tři modely GJ 3236 a výsledné parametry jednotlivých složek.


Glieseho katalog je pokus o soupis všech hvězd v blízkosti Sluneční soustavy, a to původně až do vzdálenosti 20 parseků, čili přibližně 65 světelného roku, později rozšířený až do vzdálenosti 25 pc čili 81,5 ly.
První verzi tohoto katalogu sestavil německý astronom Wilhelm Gliese a vydal jej v roce 1957. Tato verze obsahovala celkem 915 hvězd, které dostaly pořadová čísla v pořadí, v jakém rostla rektascenze hvězdy, jimž se předřazoval prefix buď „Gl“ (Gliese). Rychlý pokrok astronomických technik však vedl k objevu dalších hvězd v blízkosti, takže bylo rozhodnuto o zpracování nového vydání, které vyšlo v roce 1969. Aby bylo možno zachovat původní řazení hvězd v katalogu, byly dodatečně zařazené hvězdy označovány dekadickým číslem s jedním místem za desetinnou tečkou. Protože se na dalších vydáních tohoto katalogu podílel též astronom Hartmut Jahreib, byl později kromě již zmíněného prefixu „Gl“ používán alternativně i prefix „GJ“ (Gliese–Jahreiß). Číselná řada již nebyla dodržena v dalších dodatcích a kompletních vydáních katalogu, která vyšla v letech 1970, 1978, 1991 a 1997.