Dvě exoplanety objevené okolo zákrytové dvojhvězdy HW Vir

HW Virginis je těsná dvojhvězda složená z primární složky - horkého podtrpaslíka spektrálního typu B a červeného trpaslíka spektrálního typu M6 (sekundární složka). Vzhledem k tomu, že obě složky jsou málo hmotné hvězdy a obíhají po velmi těsné orbitě, je jejich oběžná doba velmi krátká - jen 2,8 hodiny.

Fázová křivka je ukázána na obrázku. Jsou na ní vidět ostrá minima naznačující přísně sférický tvar obou složek a výrazný efekt odrazu světla primární horké komponenty od sekundární chladné komponenty. Tímto efektem se vysvětluje nárůst jasnosti v době mimo zákryt s nejvyšší hodnotou kolem sekundárního minima. HW Vir je známá jako učebnicový případ tohoto jevu, který je nejvýraznější pro těsné dvojhvězdy s výrazným rozdílem svítivostí mezi oběmi komponentami.

Co je nejzajímavější na tomto objevu je způsob detekce dvou exoplanet. Byla použita standardní metoda studia orbitální periody zákrytových dvojhvězd - rozbor O-C diagramu. Od objevu systému v roce 1984 byly pořizovány fotometrické křivky zákrytů soustavy a z nich určovány takzvané okamžiky minima. Dvě po sobě následující minima jasnosti jsou oddělena přesně délkou oběhu. Pokud se pozorovaná vzdálenost minim bude nějak měnit, znamená to, že se mění skutečná či zdánlivá orbitální perioda.

Autorům se podařilo průběh O-C diagramu rozklíčovat třemi vlivy - jedním reálným a dvěmi zdánlivými (které jsou důkazem přítomnosti exoplanet v systému).

Čárkovaně je na horním diagramu naznačen parabolický průběh průměrné hodnoty O-C. Tento průběh je reálná změna periody - perioda se neustále pozvolna prodlužuje. Je to způsobeno ztrátou momentu hybnosti soustavy vlivem brždění rotace sekundární složky. Její rotace je bržděna silným magnetickým polem, které je typické u chladných hvězd s rozsáhlými konvektivními vrstavmi pod povrchem. A protože takto těsný binární systém má vázanou rotaci, dochází k pozvolnému prodlužování orbitální periody.

Zelenou čárou je naznačen modelový průběh pro součet dvou sinusoid - zdánlivých změn periody způsobených vychylováním těžiště zakrývané soustavy dvěmi okolo "poletujícími" tělesy. Jedná se o takzvaný Light-Time-Efect (LTE). Ten vzniká za situace, kdy se vzdálenost mezi pozorovatelem a zakrývanou soustavou mění, kolísá. Protože světlo se šíří konečnou rychlostí (rychlostí světla), zdá se nám, že jednou vidíme zákryt dříve a jednou později oproti předpovědi. Tento jev (sinusoidální průběh O-C diagramu) je pozorován u mnoha zákrytových dvojhvězd a hledají se jím třetí tělesa v systému - typicky hvězdy. Výhodou je, že z amplitudy sinusoidy v O-C diagramu lze určit s velkou přesností hmotnost třetího tělesa v systému.

A právě tímto způsobem určili Lee a kol. hmotnosti obíhajících planet na 19,2 M_Jup a 8,5 M_Jup. Tyto hmotnosti jsou spodní hranicí - a platí pro případ, že obě planety obíhají okolo těsné dvojhvězdy přibližně v její orbitální rovině. To lze ovšem podle různých teorií vývoje orbit planet v binárních systémech předpokládat.

Perioda oběhu těžší z planet je P₃=15,8 let a perioda oběhu té druhé je P₄=9,1 let. Semi amplituda sionusoid v O-C diagramu je K₃=77 s, respektive K₄=23 s. Tak velké výkyvy v orbitální periodě zákrytové dvojhvězdy HW Virginis způsobují cirkumbinární exoplanety HW Vir C a HW Vir-D (HW Vir B nechť je označení sekundární složky dvojhvězdy).

Pro srovnání s naší sluneční soustavou ještě dodejme vzdálenosti obou planet od barycentra těsné dvojhvězdy: větší z planet létá přibližně ve vzdálenosti Jupitera (5,3 AU) a menší ve vzdálenosti našeho pásu asteroidů (3,6 AU).

Touto prací se otevírá zcela nové okno do světa exoplanet, okno které dobře znají astronomové z oboru zákrytových dvojhvězdu: studium O-C diagramů. Aby byla metoda účinná na měřítka exoplanet, je třeba zaměřit se především na oblast málo hmotných soustav s krátkou periodou. U těchto soustav je třeba pořizovat přesná měření okamžiků minim, která by mohla odhalit případné planetární souputníky.

Objevová práce:
The sdB+M Eclipsing System HW Virginis and its Circumbinary Planets, Jae Woo Lee, Seung-Lee Kim, Chun-Hwey Kim, Robert H. Koch, Chung-Uk Lee, Ho-Il Kim, Jang-Ho Park