Pozorování proměnných hvězd – srpen 2013

Během jedenácti pozorovacích nocí se mi podařilo získat celkem 12 891 měření, čímž byl překonán letitý rekord. Je to dáno tím, že ve snímaných polích se pozorovalo více proměnných hvězd. Koncem měsíce se mi podařilo v blízkosti zákrytové dvojhvězdy EM Lac objevit dvě nové proměnné hvězdy, což také napomohlo vysokému počtu měření. Podrobnější informace o těchto nových proměnkách uvedu až po získání celých světelných křivek a jejich analýze.

V minulém článku jsem se zmínil o zapojení do pozorovacího projektu DWARF, jehož cílem je u vybraných zákrytových dvojhvězd objevit další tělesa, zejména exoplanety. Podrobnější informace o tomto projektu přináší následující řádky.

Projekt DWARF – zákrytové dvojhvězdy a objevy exoplanet

T. Pribulla, M. Vaňko,

arXiv:1206.6709,    28.6. 2012

S pokračujícími objevy extrasolárních planet a s poznatky, že většina hvězd slunečního typu se nachází v binárních nebo vícenásobných systémech (Duquennoy a Mayor 1991), je možné očekávat objevy exoplanet v těchto systémech (Lee a kol. 2009). Obecně platí, že lze očekávat dva typy konfigurace dvojhvězda-planeta.

1)       S - typ – planeta je na oběžné dráze kolem jedné hvězdy, jejíž oběžná doba je mnohem kratší než oběžná doba dvojhvězdy

2)       P-typ – planeta obíhá kolem dvojhvězdy a oběžná doba je mnohem delší než dvojhvězdy (Muterspaugh 2007)

Počítačové simulace ukazují, že druhá konfigurace má velmi mnoho stabilních řešení (viz např. Broucke 2001; Pilat-Lohinger a Dvořák 2002, Pilát-Lohinger 2003; Benest 2003). Charakterizace těchto planet může přinést lepší porozumění formování a evoluce planetárních systémů kolem těsných dvojhvězd, které mohou být odlišné pro různé dvojhvězdy (Lee 2009). Dále se budeme zajímat o systém P nebo systém s jednou planetou.

Na detekci exoplanet se  používají tři techniky

(i)                  – přesné měření radiálních rychlostí ke zjištění změn polohy těžiště dvojhvězdy (Konacki, 2009)

(ii)                – fotometrická detekce tranzitů exoplanet přes disk hvězdy (Doyle, 2011)

(iii)              – sledování změn časů zákrytů dvojhvězdy (Lee, 2009)

V případě klasické techniky měření RV vzniká komplikace, kdy pozorujeme velké změny RV u dvojhvězdy a malé kolísání způsobené obíhající planetou. V případě blízkých dvojhvězd se tato situace komplikuje z důvodu slapových sil, které se promítnou do rychlosti otáčení (v sin i) a může přesahovat hodnoty 100 km/s (viz projekt DDO – Pribulla a kol., 2009). Pro tento případ je přesnost měření RV nedostatečná a nebyly zaznamenány případy detekce exoplanety touto metodou. Taktéž se nepodařilo detekovat spektrální čáry exoplanety během měření.

Druhá metoda tranzitů přes dvojhvězdu vyžaduje velmi dlouhé fotometrické řady s vysokou přesností. Za předpokladu, že oběžné dráhy dvojhvězdy jsou stejné s planetárními, jsou pak koplanární. Tato metoda je nejvýhodnější pro systémy zákrytových dvojhvězd (EBS). Tři takové systémy byly nalezeny při fotometrii družice Kepler: Kepler-16b (Doyle, 2011), Kepler-34b a 35b (Welsh, 2012).

Dají se pozorovat časové variace okamžiků minim u binárních systémů jako důsledek konečné rychlosti světla (lightime efect – LITE) působením dalšího tělesa. Výsledný graf O-C má podobné řešení jako řešení křivek radiálních rychlostí.

Historie pozorování exoplanet:

Cílem pozorování je přesné určení okamžiku zákrytu ze získané světelné křivky (LC). Tato metoda se ukázala jako velmi přesná. Díky ní se podařil první objev exasolární planetární soustavy (PSR 1257 12, Wolszczan, 1992). Metoda zákrytů v tomto projektu slouží pro detekci neviditelných průvodců po dobu několika dekád Pribulla a Rucinski, 2006; Beuermann, 2011). Narozdíl od měření radiálních rychlostí amplituda změn z efektu LITE se zvětšuje s delší orbitální periodou. S přesností okolo ± 10s pro zvolený EBS je možné detekovat cirkumbinární planety o hmotnosti 10 Jupiterů na drahách s periodou 10 – 20 let (Ribas, 2006). Jedním z kandidátů je zákrytová dvojhvězda typu EB CM Dra. Má poměrně ostrá minima a malou hmotnost. Existence planetárního systému není definitivně potvrzena (Deeg, 2008, Ofir, 2008). Další případ je systém HW Vir, kdy kolem krátkoperiodické dvojhvězdy typu EB obíhají dvě tělesa sdB a trpaslík třídy M (Lee, 2009).

Dvojhvězdné systémy se společnou obálkou, které obsahují bílého trpaslíka a hvězdu hlavní posloupnosti, případně trpaslíka pozdního typu, mají většinou rychlý sestup do minima. V případě V 471 Tau se ukazuje, že jednou složkou může být hnědý trpaslík (Kundera a Hric, 2011). V nedávné době bylo oznámen objev planet u dvojhvězd se společnou obálkou – dvě u zákrytové dvojhvězdy NN Ser (Beuermann, 2010), dvě obří planety obíhající kolem UZ For (Potter, 2011), s jednou planetou kolem DP Leo (Qian, 2010), HU Aqr (Qian, 2011) a RR Cae (Qian, 2012). V seznamu exoplanet (k 20.4. 2012) je uvedeno 11 planetárních systémů (16/4 s více planetami). V tom je i případ jedné pulsující proměnné hvězdy V 391 Peg (Silvotti, 2007).

Výběr kandidátů:

Pro odhalení přítomnosti exoplanety je potřeba co nejvyšší přesnosti určení minima. Z tohoto důvodu jsou vybrány objekty, které mají ostrá a hluboká minima. Do seznamu byly zahrnuty objekty s následujícími vlastnostmi.

(i)                  – systémy s trpasličí hvězdou spektrální třídy K nebo M

(ii)                – systémy s horkým podtrpaslíkem sdB nebo sdO nebo K a M trpasličí složky

(iii)              – systémy se společnou obálkou, které obsahují bílého trpaslíka. Kontaktní dvojhvězdy během této kampaně nebudou pozorovány z důvodu silných interakcí ve společné obálce, které mohou způsobit deformaci jejich světelných křivek. Navíc sestupy a vzestupy minim jsou pozvolnější než předchozí případy.

Kromě známých případů jsou do programu zařazeny i nově objevené EBs z katalogu NSVS (Hoffman a kol. 2008), HAT (Hartman a kol. 2011) a ASAS.

Pro získání přesných výsledků bude potřeba pořizovat co nejpřesnější okamžiky zákrytů s co nejčastějším pozorováním. Nejvýhodnější bude potřeba se zaměřit na dvojhvězdy se známými fyzikálními a orbitálními parametry (znalost hmotností hvězd). Současně se plánuje pozorovat zanedbané systémy a vyloučit špatně klasifikované systémy. Pro nejlepší kandidáty se pokusí pořídit spektroskopii na velkých observatořích. (Rozhen, Bulharsko a další).