Pozorování proměnných hvězd – září 2013

Stejně jako loni, ani letošní září neposkytlo mnoho pozorovacích nocí. Babí léto se pravděpodobně přesouvá do října. Během šesti nocí se podařilo získat 5090 měření. Několikrát jsem se věnoval i hvězdám z projektu DWARF. V červenci mě zaujala při pozorování zákrytová dvojhvězda DE CVn. Při předpokládaném začátku zákrytu DE CVn jasnost velmi rychle spadla do minima, kde setrvala po dobu několika minut. To nasvědčuje velkému poměru velikostí složek dvojhvězdy. Taktéž rozdílné amplitudy ve filtrech V a R naznačily, že jednotlivé složky mají rozdílné teploty. Z tohoto důvodu jsem prozkoumal dostupnou literaturu a zjistil, že se jedná o systém skládající se z červeného a bílého trpaslíka. DE CVn byla zařazena do projektu DWARF, předpokládá se, že v jejím okolí se může nacházet třetí objekt – exoplaneta nebo další hvězda. Podrobnější informace pochází z překladu článku E. van den Besslaara z roku 2007.

DE Canum Venaticorum – jasný zákrytový systém červený – bílý trpaslík

E.J.M. van den Besslaar, R. Greimel, L. Morales-Rueda
Astronomy and Astrophysic 466, 1031-1041 (2007)

Těsná dvojhvězda skládající se z bílého a červeného trpaslíka musela během svého vývoje projít fází se společnou obálkou. Takovým případem je zákrytová dvojhvězda DE CVn, která se skládá z těchto objektů s poměrně krátkou oběžnou periodou 8,7 hodiny. Díky zákrytům je tento systém ideální pro podrobnější studii. Z fotometrických a spektroskopických dat jsou odvozeny parametry složek, které jsou následně diskutovány v rámci vývoje společné obálky. Fotometrická data se používají na určení přesné efemeridy a modelování světelné křivky. Ze spektra DE CVn se podařilo upřesnit rozmezí teplot bílého trpaslíka a spektrální typ červeného trpaslíka. Analýzou světelné křivky a radiálních rychlostí červeného trpaslíka se podařilo odvodit rozmezí sklonu a hmotnosti složek v systému.

Výsledky: Byla odvozena nová efemerida HJDmin = 2 452 784,5533 (1) + 0,3641394 (2) x E. Červený trpaslík v DE CVn má spektrální třídu M3V, bílý trpaslík má efektivní teplotu 8000 K. Sklon orbitální dráhy vůči pozorovateli je 86^o ± 3^o . Hmotnost a poloměr červeného trpaslíka vychází na 0,41 ± 0,06 M_sl a 0,37 ± 0,06 R_sl , parametry bílého trpaslíka jsou 0,51 ± 0,06 M_sl a 0,0136 ± 0,0008 R_sl. Zjistilo se, že bílý trpaslík má na vodík bohatou atmosféru (typ DA). Vzhledem k tomu, že DE CVn prošla fází společné obálky, je možné rekonstruovat její vývoj. Zjistilo se, že předchůdcem bílého trpaslíka byla hvězda s poměrně malou hmotností (M < 1,6 M_sl). Odhadovaný věk systému je 3,3 – 7,3 x 10⁹ let což je delší období než tzv. Hubbleův čas pro DE CVn pro vytvoření polodotykového systému.

V poznání vývoje binárních soustav přetrvávají stále jisté nedokonalosti, ať už se jedná o vývoj kompaktních dvojhvězd, ale i jevů, jako jsou exploze supernov typu Ia, rychlost rotace neutronových hvězd či zdroje gravitačních vln v naší Galaxii. Nedostatečně je také pochopena fyzika společné obálky (CE), která vnáší nejistotu do vývoje binární soustavy (Paczynski 1976).

Během vývoje dvojhvězdy se hmotnější hvězda změní v obra. Pokud je počáteční oběžná doba kratší než 10 let (Taam a Sandquist 2000), vnější atmosféra obra bude zahrnovat i sekundární složku. Sekundární složka a jádro obra se po spirále k sobě ve společné obálce přibližují. Později je obálka vypuzena těsnou dvojhvězdou, kde jádro obra se nadále vyvíjí k bílému trpaslíku a postupně se vyvíjející sekundární hvězdy. Očekává se, že fáze CE je velmi krátká – méně než 1000 let (Taam a Sandquist 2000) a je tedy prakticky nemožné tuto fázi pozorovat přímo. Pokud studujeme účinky této fáze, je potřeba se zaměřit na objekty, které pravděpodobně prošly fází CE v nedávné době. Takový systém ztotožníme, pokud jedna složka je pozůstatkem vývoje hvězdy a současně vzdálenost je menší, než je poloměr původní obří hvězdy (obvykle je oběžná doba kratší než jeden den). Binární systémy nabízí možnost přesného určení fyzikálních vlastností hvězd – hmotnost, poloměr a vzdálenost složek, a to zejména pro systémy, kdy proběhla relativně nedávno fáze CE. Existuje několik dalších podobných systémů bílý trpaslík – hvězda na hlavní posloupnosti s malou hmotností (červený trpaslík) – RR Cae (Bruch, 1999), NN Ser (Haefner, 1989), EC 13471-1258 (O´Donoghue, 2003), GK Vir (Green, 1986) a RX J2130.6 4710 (Maxted, 2004). Aktuální seznam je uveden v práci Morales-Rueda (2005). Výzkum většího počtu těchto systémů umožní porovnat jejich charakteristiky, najít prostorové rozložení a také další parametry bílých trpaslíků (teplota, spektrální typ, stáří).

DE CVn (RX J1326.9 4532) je poměrně málo zkoumaný jasný binární systém (V = 12,8 mag). Nejprve byla objevena jako rentgenový zdroj družicí ROSAT (Voges, 1999) s vlastním pohybem –0,198 ± 0,002 / rok v rektascenzi a –0,178 ± 0,003 / rok v deklinaci, dále je pak uvedena v katalogu USNO-B1 (Monet, 2003). Tento objekt byl nejprve studován fotometricky Robbem a Greimelem (1997). Ze světelné křivky byla určena orbitální perioda 0,364 dne. Asymetrie světelné křivky byla vysvětlena modelem skvrn na povrchu hvězdy. Zároveň byla změřena hloubka zákrytů ve filtru R (0,054 ± 0,010 mag) a V (0,128 ± 0,029). Holmes a Samus (2001) získali UBVRI fotometrii během pěti nocí v červnu 2000. Potvrzují závislost hloubky minim na vlnové délce (0,10 mag ve filtru I, 0,15 v R, 0,30 v V, 0,60 v B a 1,00 mag v U). Je to důsledek velmi rozdílných povrchových teplot jednotlivých hvězd.



Obrázek 1: Fázová křivka DE CVn pořízená během července 2013, na které je patrný rychlý přechod do fáze zákrytu. To je důsledek velkého poměru zakrývajících těles. V tomto období se nepodařilo získat data z filtru B, kde by byla vidět větší amplituda změn jasnosti. Tento fakt je důsledkem velkého rozdílu povrchových teplot jednotlivých hvězd.