Fotometrie zákrytové dvojhvědy typu SW Sex novám podobné kataklyzmické proměnné hvězdy BH Lyn

V průběhu měsíce března mě při výběru zajímavých zákrytových dvojhvězd zaujala hvězda BH Lyn. Původní záměr byl otestovat slabou zákrytovou dvojhvězdu, která mimo zákryty má jasnost 13,7 magnitudy a během zákrytu klesá až na hodnotu 16,3 magnitudy. V té době jsem ještě nevěděl, že  BH Lyn patří do malé skupiny proměnných hvězd typu SW Sex.
Následující článek přináší podrobnou studii z roku 2006, jejíž výsledky jsou doplněny novým pozorováním z hvězdárny ve Valašském Meziříčí.

Fotometrie zákrytové dvojhvědy typu SW Sex novám podobné kataklyzmické proměnné hvězdy BH Lyn

V. Stanishev,1,2  Z. Kraicheva,2 a V. Genkov,2

1 Department of Physics, Stockholm University, Albanova University Center, 106 91 Stockholm, Sweden
2  Institute of Astronomy, Bulgarian Academy of Sciences, 72 Tsarighradsko Shousse Blvd., 1784 Sofia, Bulgaria
e-mail: vall@physto.se,[vall;zk;vgenkov]@astro.bas.bg

Astronomy & Astrophysics 455, 223-226 (2006)

Abstrakt:
Práce prezentuje fotometrickou studii zákrytové dvojhvězdy typu SW Sex novám podobným kataklyzmických proměnných hvězdu BH Lyn. Fotometrie byla provedena metodou CCD ve filtru V během sedmi nocí v rozmezí let 1999 - 2004.  Z pozorování bylo určeno celkem 11 nových minim BH Lyn a z nich určená orbitální perioda s hodnotou 0,155875577 (14) dne. Mimo zákryt má dvojhvězda jasnost kolem 15,5 magnitudy, během zákrytu je amplituda poklesu 1,5 mag a doba trvání 0,0683 (±0,0054) P_orb. Tvar světelné křivky během zákrytů je velmi proměnlivý, dokonce jsou pozorovány změny od cyklu k cyklu. Je to pravděpodobně důsledek změn jasnosti na povrchu akrekčního disku nebo silný flickering.

BH Lyn je zákrytová dvojhvězda nově podobná (NL) kataklyzmická proměnná (CV) s orbitální periodou 3,74 hodiny (Andronov a kol. 1989). Thorstensen (1991) prokázal z pozorování spektra BH Lyn příslušnost ke skupině hvězd typu SW Sex, což jsou objekty podobné novám. Emisní čáry odhalují přítomnost akrekčního disku. Další charakteristikou spektra jsou vysoké rychlosti v emisních čarách, úzká absorpce v emisních čarách během orbitální fáze 0,5. Světelná křivka během zákrytu má tvar spíše V než U a rozložení teploty v akrekčním disku odvozené z mapování během zákrytu je mnohem plošší než se očekává u ustáleného stavu nárůstu disku. Patterson ve své studii z roku 1999 poukazuje na skutečnost, že u většiny hvězd typu SW Sex se objevují záporné a kladné superhumpy.

V současné době není přesně popsán model hvězd typu SW Sex. U většiny klasických CVs hvězd se předpokládá při přetoku hmoty střet proudu s okrajem disku, kde se vytvoří horké místo v oblasti dopadu. Hellier v roce 1998 zatím navrhl nejvěruhodnější model, kdy část plynu nedopadne do okolí horké skvrny, ale dostává se nad disk, kde později dopadá blíže k bílému trpaslíkovi a vytváří druhou horkou skvrnu. V roce 2001 publikoval Rodriguez a kol. objev proměnlivé kruhové polarizace u hvězdy LS Peg a navrhují, že hvězdy typu SW Sex jsou intermediální polary s nejvyšší rychlostí nárůstu hmotnosti akrekčního disku.

Měření okamžiků minim bylo prováděno v rámci studie v letech 1999 – 2004. V O-C diagramu se objevují kladné hodnoty. Na obrázku 2 jsou rezidua v O-C diagramu proložena polynomickým fitem druhého řádu pro všechna získaná měření. Kvadratický člen vychází kolem 7,6 x 10^-12 , což znamená, že se orbitální perioda BH Lyn prodlužuje na škále 4,2 x 10⁶ let.

U většiny CVs hvězd dochází k přenosu hmoty z méně hmotné složky a v případě, že předpokládáme konzervativní přenos hmoty, dochází k prodlužování periody. Pravděpodobné hmotnosti složek dvojhvězdy BH Lyn vychází pro bílého trpaslíka M₁ = 0,73 M_sl a M₂ = 0,33 M_sl. (Hoard a Szkody 1997). Rychlost přenosu hmoty vychází M = 5 x 10^-8 Msl/rok na základě

souhlasu s prodlužováním orbitální periody. Jak už bylo naznačeno, je zde několik argumentů proti tomuto scénáři. Prvním je skutečnost, že v případě CV hvězdy se pozoruje zkracování orbitální periody z důvodu ztráty momentu hybnosti na sekundárním magnetickém poli (Warner 1995). Druhý argument je hodnota rychlosti přenosu hmoty, která je příliš vysoká a není typická pro CVs. Třetím je fakt, že určená minima v práci Andronova (1989) byla získána z fotografických desek exponovaných 8, 12 a 30 minut. Není pak překvapením, že v datech je poměrně velký rozptyl. Druhé minimum bylo pořízeno z desek exponovaných 30 minut, což je jen o něco méně než celý průběh zákrytu a vychází velká kladná hodnota v O-C diagramu, což může být velká statistická fluktuace. Je tedy otázkou, zda je parabolický průběh O-C diagramu reálný. Další pozorování v budoucnosti by měla potvrdit, zda se orbitální perioda zvětšuje. V této práci je určena lineární efemerida bez prvních dvou měření –

HJDmin = 2 447 180.33600(28)+ 0.d 155875577(14)E.

Pro tyto efemeridy je v obrázku 2 vykreslen lineární fit plnou čarou. Ten je velmi podobný efemeridám uvedeným v práci Hoard a Szkody (1997), jejich orbitální perioda je o něco větší, ale rozdíl je menší než 1 minuta.
Na světelné křivce se objevují nápadné hrby mimo pozorované zákryty, které se nejvíce objevují v různých fázích orbitální periody. Protože pozorování byla prováděna ve velkých odstupech, není možné z nich udělat rozbor superhumpů pro BH Lyn.

Pokud se odstranila data ze zákrytů, bylo možné pomocí Lomb-Scargle periodogramu (Scargle 1982) provést analýzu pro data z dvou lednových nocí z roku 2000 (obrázek 1). Maximální frekvenci superhumpů odpovídá perioda 0,d1450 ± 0,0065. Tato hodnota je podobná z práce Pattersona (1999) (0,d1490 ± 0,0011).
Na světelné křivce BH Lyn je patrný silný flickering s typickou periodou 5 – 10 minut a amplitudou 0,2 magnitudy. Podobné hodnoty je možné vidět u světelných křivek hvězd typu NLs TT Ari, MV Lyr a PX And (Kraicheva a kol. 1999, Stanishev a kol. 2002). Hloubka poklesu jasnosti během zákrytu je 1,5 mag. a polovina průměrné doby trvání je 0,0683 (± 0,0054) orbitální periody ( cca 40 minut z pozorování v roce 2012). Na světelných křivkách během zákrytu jsou vidět variace i mezi následujícími cykly. Nejvíce změn je vidět v horní polovině světelné křivky, spodní část křivky je víceméně symetrická.

Diskuse:
Z důvodů velké variability profilů světelných křivek během zákrytu je velmi obtížné spočítat parametry složek. Je velmi pravděpodobné, že bychom dostali falešné výsledky. Rychlé změny, dokonce i během jediné noci, je možné vysvětlit dočasnými variacemi v rozložení jasnosti akrekčního disku. Intenzivní flickering je patrný před nebo po zákrytu. V případě, že taková fáze padne do zákrytu, může to změnit tvar světelné křivky. V případě hvězd typu SW Sex jejich akrekční disk vytváří komplexní struktury, které se mohou navzájem zakrývat. Tímto mechanismem je možné vysvětlit pozorování UV záření u další hvězdy typu SW Sex, DW UMa (Knigge a kol. 2000).

Přítomnost záporných superhumpů je u hvězd typu SW Sex velmi zajímavý a ještě není řádně vyřešen. Jednou z možností je precese náklonu akrekčního disku, v důsledku čehož se může měnit tok záření k pozorovateli. Ve spektru se tento jev může projevit dvěma způsoby
1) intenzivní emisní čáry s vysokou rychlostí z oblasti sekundární horké skvrny
2) v době změny polohy disku vůči pozorovateli díky precesi by ze spektra měly vymizet některé charakteristické rysy pro hvězdy typu SW Sex.

Obrázek 1
Světelná křivka BH Lyn z práce V. Stanishev a kol. (Astronomy & Astrophysics 455, 223-226 (2006). Jasnost klesá během zákrytů o 1,5 magnitudy, mimo zákryty je patrná přítomnost superhumpů.

Obrázek 2
O-C diagram hvězdy BH Lyn. Čárkovaná čára odpovídá nejlepšímu fitu pro data se započítanými hodnotami z práce Andronov, I. L., Kimeridze, G. N., Richter, G. A., a Smykov, V. P. 1989, IBVS, 3388. Ta však byla získána z fotografických desek s dlouhými expozičními časy a z nich určené okamžiky minim nejsou příliš přesné. Nová pozorování
V. Stanisheva a kol. (Astronomy & Astrophysics 455, 223-226 (2006) jsou označena kroužkem. K těmto datům se lépe hodí lineární fit.

Obrázek 3
Světelná křivka BH Lyn pořízená na hvězdárně ve Valašském Meziříčí dne 28.3.2012 dalekohledem Celestron 280/1725mm se CCD kamerou SBIG ST7. Interval pozorování je od 19:00 – 23:30 UT. Kromě samotného zákrytu je také patrný napozorovaný flickering s amplitudou 0,2 magnitudy.

  
Obrázek 4
O-C diagram BH Lyn. Modrými kroužky jsou označena rezidua časů minim v letech 1999-2004 z práce V. Stanisheva a kol. (Astronomy & Astrophysics 455, 223-226 (2006), červené kroužky jsou rezidua změřená na hvězdárně ve Valašském Meziříčí v březnu 2012. Trend zkracování periody, předpokládaný v práci V. Stanisheva a kol. (2006), se zdá být správný.

autor: Ladislav Šmelcer