Pozorování proměnných hvězd - leden 2014

 Čtyři pozorovací noci neumožnily soustavnější sledování některých zákrytových hvězd. Během nich bylo získáno 3225 měření. Nadále probíhá monitorování zákrytové dvojhvězdy EP And. Výsledky jsou zatím nejasné, nicméně je na O-C grafu vidět trend zkracování časů, kdy nastávají minima zákrytů, co by důkaz přítomnosti dalšího tělesa. V lednu se nepodařilo další pozorování pole hvězdy IZ Mon, kde jsem objevil v poli novou proměnnou hvězdu, pravděpodobně se bude jednat o pulzující hvězdu. V katalogu objevených českých proměnných hvězd má pořadové číslo 508. Nadále pokračuje příprava a pozorování některých vybraných zákrytových dvojhvězd, kde složkami jsou červení trpaslíci a očekává se zde i erupční aktivita. Co je možné očekávat u takových systémů a jaké jsou projevy aktivity, si přiblížíme v článku o systému CM Dra

Hvězdné skvrny a vzplanutí trpasličího zákrytového systému CM Dra
A.V. Kozhevnikova a spol. , Astrophysics, vol. 52, no. 4, 2009

Zákrytová dvojhvězda CM Dra, která se skládá ze dvou trpasličích hvězd spektrálních typů dM4,5 a dM4,5, byla pozorována na jaře 2005 pomocí vícekanálového fotometru na dalekohledu o průměru 70 cm astronomické observatoře Ural State Univerzity. Analýza světelné křivky odhalila změny jasnosti způsobené rotací hvězdy s malou amplitudou 0,016 mag, způsobené chladnými skvrnami na povrchu hvězdy podobným jako na Slunci. Střed pole skvrn se nacházel na 263^o ± 4 délky od spojnice mezi centry hvězd. Tato data se porovnávala s pozorováním z let 1996-97. Ukazuje se, že během různých epoch je maximum skvrn pozorováno na hemisféře hlavní složky, která směřuje k sekundární složce a je posunuta o 30 st. vzhledem ke spojnici středů hvězd ve směru otáčení hvězdy. To může naznačovat roli slapových sil při vzniku magnetické aktivity CM Dra. Z tohoto důvodu je možné očekávat i vzplanutí a erupce, je to vhodný kandidát na dlouhodobé pozorování. Tyto přechody velkých aktivních oblastí mohou indikovat možnou cyklickou aktivitu CM Dra.

U mnoha hvězd pozdějších spektrálních tříd se pozoruje podobná aktivita jako u našeho Slunce. Chladné fotosférické skvrny, erupce, chromosférické emisní čáry, záření v rentgenové a rádiové oblasti jsou velmi podobné jako u Slunce. Magnetická pole vznikají ve vnitřní konvektivní zóně těchto hvězd. Charakteristickým rysem pozorovaných projevů hvězdné aktivity jsou o několik řádů vyšší uvolněné energie.
Existuje několik typů hvězd se skvrnami s různými hmotnostmi v různých stádiích vývoje s konvektivní atmosférou. Jedna z těchto tříd je reprezentována typem hvězd BY Dra. Jedná se o málo hmotné trpaslíky, u kterých se vyskytují erupce, chladné skvrny ve fotosféře a silná magnetická pole o hodnotách několika kilogaussů.
CM Dra patří do této skupiny trpasličích hvězd s plně konvektivní atmosférou spektrálních typů dM4,5 a dM4,5. Fotosférické skvrny a erupce byly objeveny v roce 1977 při fotometrických a spektroskopických pozorováních. Zajímavostí tohoto systému je jeho nejmenší hmotnost ze známých zákrytových proměnných o hmotnosti 0,25 Msl. Ve viditelné oblasti je jasnost mimo minima 12.9 mag a perioda 1,27 dne. Tento systém je také vhodný pro hledání exoplanet metodou tranzitů, protože sklon orbitální dráhy je téměř 90^o. Proto byl tento systém pozorován intenzivně během projektu TEP (Transit extrasolar planet) po dobu několika let.
Aktivita v oblasti skvrn nebyla u CM Dra dostatečně prostudována. To může být z důvodu malé amplitudy změn jasnosti během rotace s tmavými skvrnami. Ta je zjistitelná pouze při velmi přesné fotometrii, jakou prováděl Lacy v roce 1977, při níž zaznamenal i erupční aktivitu s frekvencí 0,05 vzplanutí / hod. Nízká úroveň aktivity byla také zaznamenána v práci Degga z roku 1998, taktéž aktivita byla nižší během pozorovací kampaně v letech 1996-97 (155 hodin). Srovnáním dat Lacyho a nových vyplynulo, že se pozice skvrn změnila za 20 let téměř o třetinu oběžné doby. Není jasné, jak se poloha skvrn mění s časem, zda se jedná o preferovaný směr nebo ve kterých místech skvrny a erupce častěji vznikají. Další pozorování se prováděla v roce 2005.

2. Analýza světelné křivky:
Pro vykreslení světelné křivky byly použity následující efemeridy

HJD = 2449830.756967 + 1,268389851 x E.

 Hluboká a úzká minima svědčí o odděleném systému. Minima mají podobné hloubky, v primárním je pokles 0,75 mag a v sekundárním 0,68 mag. Jsou také pozorovatelné malé variace způsobené rotací složek. Zvětšená světelná křivka bez zobrazených minim je na obrázku 1. Kontinuální křivka ukazuje přibližnou modulaci jasu způsobené rotací.

3. Výsledky

3.1. Aktivita hvězdných skvrn:

Z analýzy vychází amplituda změn jasnosti 0,016 mag a maximum vychází na orbitální fázi 0,73. Obvykle se předpokládá u aktivních dvojhvězd podle typů BY Dra a RS CVn, že se skvrny vyskytují na jasnější hvězdě. V opačném případě by hvězdné skvrny neměly dostatečný vliv na světelnou křivku. Proto se stejná situace předpokládá u CM Dra. Vzhledem k tomu, že se jedná o starý systém, předpokládá se synchronizace rotace v důsledku působení slapových sil. Tudíž je možné spojit polohu skvrn s nulovou orbitální fází odpovídající hvězdné délce 0. 
 Obrázek 2 ukazuje rozložení skvrn na hemisféře primární složky podle uvedených hodnot z prací. Jsou převážně soustředěny na sféře přikloněné k sekundární složce. Největší koncentrace je pozorována u délky 288 st. Vznik skvrn na jedné polokouli může být důsledek působení slapových sil sekundární složky. Nicméně nebyly pozorovány jasně zřetelné aktivní délky, jako je pozorováno u mnoha RS CVn hvězd. To lze vysvětlit tím, že CM Dra má malou hmotnost (do 0,25 Msl.) a hlavní poloosa je téměř 15 poloměrů hvězdy, takže vliv sekundární složky je příliš malý na to, aby umožnil vznik trvalých aktivních oblastí, jako to je u RS CVn.

3.2. Vzplanutí a periodicita aktivity:

Chromosférická aktivita CM Dra se projevuje jednak erupcemi a taktéž vzhledem skvrn. Z dřívějších pozorování byly zaznamenány čtyři erupce během jednotlivých nocí v roce 1997. V roce 1996 a 2006 nebyla zaznamenána ani jedna. Celková energie erupcí byla vypočtena standardní metodou popsanou Moffetem a byl použit i pro výpočet chromosféricky aktivní hvězdy WY Cnc. Pro výpočet energie erupce byly použity následující charakteristiky – hvězdná velikost CM Dra 11,07 mag ve filtru R a vzdálenost 14,7 pc. Absolutní hvězdná velikost z těchto parametrů vychází 10,23 mag. Pomocí Johnsonovi kalibrace pro hvězdy s nulovou absolutní velikostí byla vypočítána svítivost o oboru R CM Dra v klidovém stavu 3,57 x 10³⁰ erg/s.  Hodnota celkové uvolněné energie se pohybovala od 4,0 x 10³¹ – 5,9 x 10³² erg, což je úroveň zcela typická pro erupce u hvězd typu BY Dra a UV Cet.
 Erupce byly u CM Dra pozorovány i dříve. Většinou si autoři všimli nízké míry počtu erupcí (v rozmezí 0,02 – 0,57 erupcí/h. To naznačuje, že CM Dra patří k populaci typu II, jak původně navrhoval Lacy. Je důležité si uvědomit, že napozorovaná data byla pořízena během určitých kampaní. Například v letech 1996 – 1997 během 155 hodin byly zaznamenány tři ze čtyř erupcí během jednoho měsíce od 9. srpna do 6. září. Čtvrtá erupce byla pozorována v dubnu. V práci Nelsona a Catona jsou uvedeny informace o šesti erupcích, které byly zaznamenány během kampaně trvající 105 hodin. Všech 6 erupcí bylo pozorováno během šesti dní, tedy zhruba během 4 oběžných period v poměrně úzkém rozmezí orbitální fáze 0,26 – 0,52. To naznačuje, že erupce patří k jedné velké aktivní oblasti. V práci Deega jsou uvedeny případy erupcí, které se vyskytovaly ve skupinách, například tři erupce 2.- 5. září 1994 a několik erupcí 28.- 29. června 1996. Tyto erupce se objevují tedy v krátkých časových intervalech, což zřejmě souvisí s průchodem velkých aktivních oblastí na hvězdném disku a naznačují možné cyklické aktivity CM Dra.

Obrázek 1: Fázová světelná křivka zobrazující změny jasnosti způsobené vázanou rotací složek dvojhvězdy se skvrnami ve fotosféře.

Obrázek 2: Rozložení hvězdných skvrn na disku jedné složky a změny polohy uvedených ve hvězdné délce v čase.



Obrázek 3:  Amplitudy zjasnění pozorovaných v letech 1998 - 2007