Pozorovanie premenných hviezd – Projekt Dwarf
Premennou hviezdou je hviezda, ktorej jasnosť, prípadne spektrum sa z pohľadu pozorovateľa na Zemi mení v pravidelných, alebo nepravidelných intervaloch. Rozlišujeme fyzikálne premenné hviezdy, u ktorých dochádza k zmenám fyzikálnych parametrov (napr. teploty, polomeru) a geometricky premenné (napr. zákrytové, rotujúce). U zákrytovej dvojhviezdy je rovina obehu rovnobežná s rovinou pozorovateľa.
S postupným objavovaním extrasolárnych planét a očakávaním, že väčšina planét slnečného typu sa nachádza vo viacnásobných sústavách nadobudlo skúmanie vzniku planét v týchto sústavach veľký význam. Vo všeobecnosti môžeme uvažovať dva typy usporiadania takej sústavy (obr. 1). V prípade typu S obieha planéta jednu z hviezd. V prípade P typu hovoríme o cirkumbinárnej planéte, kde planéta obieha simultánne obe hviezdy. Podľa teoretických štúdii sú planéty P-typu stabilné na dlhších časových škálach. Charakteristika planét je dôležitá pre lepšie pochopenie vzniku a vývoja planetárnych sústav okolo dvojhviezd, ktoré sa líši od vzniku sústav v prípade jednej hviezdy.
Obrázok 1
V súčasnosti sa na detekciu cirkumbinárnych planét využívajú hlavne tieto tri technik: presné meranie radiálnych rýchlosti na zistenie poybu ťažiska dvojhviezdy, fotometrická detekcia tranzitu planéty prechádzajúcej popred disk zložiek dvojhviezdy, meranie okamihov zákrytov dvojhviezdy. Metóda merania radiálnych rýchlosti je obtiažna, pretože pohyb tažiska sústavy spôsobený treťou zložkou je schovaný vo veľkých zmenách projekcie radiálnych rýchlosti zložiek dvojhviezdy. Tretia zložka je skôr viditeľná v spektre sústavy. Metóda tranzitov vyžaduje dlhé a presné fotometrické meranie. Predpokladom je „správna“ orientácia dráhy extrasolárnej planéty. V prípade, že nedochádza k tranzitu, v dôsledku konečnej rýchlosti svetla spôsobí tretie teleso časové zmeny v okamihoch zákrytov dvojhviezdy – light time effect LITE. Z takýchto meraní je možné zostrojiť diagram rozdielov medzi pozorovaným časom okamihu minima (observed – O) a predpovedaným časom okamihu minima (calculated – C), teda O-C diagram (alebo inak eclipse timing variation - ETV) (obr. 5). Vplyv ďalšieho telesa sa v O-C diagrame prejaví pravidelnými zmenami hodnôt, z ktorých vieme vypočítať parametre jeho dráhy, dráhu hviezdy, planéty.
Cieľom projektu Dwarf je detekcia cirkumbinárnych planét pomocou analýzy časových zmien okamihov zákrytov vybraných zárkytových dvojhviezd. Metódu O-C môžeme použiť pre akékoľvek dobre definované opakujúce sa zmeny (extrémy) vo svetelnej krivke. Môže to byť okamih príchodu pulzu v pulzujúcej dvojhviezde, alebo centrum minima u zárkytových dvojhviezd. Prvá metóda (meranie pulzov) je veľmi citlivá a viedla k detekcii prvej extrasolárnej planéty PSR1257+12.
Obrázok 2
Metóda merania zákrytov nevyžaduje najmodernejšie prístroje. Je citlivá na substelárne telesá s dlhou periódou obehu. S presnosťou merania okamihu zákrytu 10 sekúnd pre vybrané zákrytové dvojhviezdy je možné odhaliť planétu s hmotnosťou 10 Jupiterov na 10 - 20 ročnej dráhe. Dôležitými kritériami pre výber zákrytových dvojhviezd na hľadanie ďalších telies je hmotnosť zložiek dvojhviezdy, perióda obehu dvojhviezdy, šírka a hĺbka minima a samozrejme jasnosť. Túto podmienku spĺňajú sústavy s K a/alebo M trpaslíkom, s horúcim podtrpaslíkom sdB alebo sdO a K alebo M trpaslíkom a sústavy, ktoré prešli vývojovu fázou spoločnej obálky a jednou zo zložiek je biely trpaslík (obr. 3). Nevhodné sú konktaktné sústavy, sústavy s periódou dlhšou ako 5 dní a objekty počas zákrytu slabšie ako 17 mag. Takto vybrané objekty je možné merať s požadovanou presnosťou 20 - 200 cm ďalekohľadmi vybavenými „základnými“ CCD detektormi doplnenými o VRI filtre.
Obrázok 3
Pre analýzu je nevyhnutné doplniť nové pozorovania archívnymi meraniami, u ktorých je nutné oboznámiť sa s postupom ich získania. Autori pristupujú k svojim dátam rôzne, čo môže viesť k nepresnostiam v ďalšej analýze.
Pre získanie čo najpresnejších okamihov miním zákrytových dvojhviezd dodržiavame niekoľko zásad CCD fotometrie. Každé fotometrické meranie dopĺňame o kalibračné snímky, snímok šumu detektora pri danej expozícii a teplote (dark) a snímok priepustnosti ďalekohľadu a citlivosti detektora pri rovnomernom nasvietení (flat) (obr. 2). Hviezdu udržiavame na rovnakej pozícii na snímke počas všetkých meraní (guiding). Pravidelne aktualizujeme systémový čas. Pri spracovaní diferenciálnej fotometrie použijeme vhodnú porovnávaciu hviezdu (rovnaká jasnosť a farba), alebo z hviezd na snímke vyrobíme umelú porovnávaciu hviezdu. Čas snímok (podľa možnosti UT) opravíme o vplyv pohybu Zeme okolo barycentra slnečnej sústavy, prevedieme ho do barycentrického juliánskeho dátumu v barycentrickom dynamickom čase BJD-TDB. Okamih minima môžeme určiť napríklad metódou Kweeho a van Woerdena. Získané minimum doplníme o minimá dostupné v databázach a môžeme pristúpiť k analýze O-C diagramu.
Obrázok 4
Obrázok 5
Kvalitné svetelné krivky dvojhviezd projektu Dwarf, je možné získať aj malými ďalekohľadmi (od 20 cm). Pri dodržaní zásad merania (presný čas, kalibračné snímky, známa poloha ďalekohľadu) sú takto získane pozorovania nenahraditeľné pri výskume dvojhviezdnych systémov a ich planét. Autori pozorovaní, môžu pre spracovanie meraní použiť voľne dostupný softvér pre CCD fotometriu a obohatiť databázy o cenné meranie, dôležitý bodík v O-C diagrame. Pilotná práca o projekte Dwarf bola publikovaná v roku 2012.
Celá prednáška odznela na stretnutí amatérskych astronómov Slovenská amatérska obloha (SAO) v apríli 2016. V prípade, že vás téma zaujala a chceli by ste sa dozvedieť viac, kontaktujte prosím autora.
Mgr. Emil Kundra, PhD.