HS Hya: stále ještě zákrytová dvojhvězda

Zkoumání oblíbených zákrytových dvojhvězd se ukazuje v dnešní době automatických přehlídek, satelitů jako Kepler, a tudíž exponenciálně narůstajících databází zákrytových systémů, poněkud zbytečné. Čím může přispět pozorovatel se svojí skromnou technikou v tomto oboru, když nedosahuje zdaleka takové přesnosti jako zmíněné přístroje, o kadenci dat ani nemluvě?

Na celý problém se můžeme ale podívat i z jiné perspektivy. Na jednu stranu je možné zkoumat vlastnosti statistického vzorku daných hvězd, tedy sledovat jich veliké množství a až z toho dělat nějaké další závěry. Kolik hvězd by ale bylo potřeba sledovat, když Kepler jich sleduje několik tisíc s přesností na milimagnitudu? Publikace o jednotlivých systémech pouze na základě jejich pozorování světelné křivky, její fitování, případně změn periody, postrádá valný smysl, neb počet takovýchto publikací velice rapidně narůstá a ochota časopisů takovéto články přijímat úměrně tomu klesá…

Druhým možným způsobem je zaměřit se na objekty, které naopak nějakým způsobem významně vybočují a tedy právě statistiky posunují a rozšiřují. Čím mohou být takové hvězdy natolik zajímavé? Může se jednat například o systémy s vícenásobnými zákryty. Velice oblíbeným je například systém V994 Her, který je i v české astronomické komunitě často pozorován. Dnes je takovýchto systémů známo stále jen několik: např. HD 181068, nebo KIC 4247791 (=2MASS J 19083956+3922369). Jiným selekčním kritériem by mohl být například fakt, že daný systém patří do vícenásobného systému s velkým počtem členů (dnes známe jen 20 pěti-, 11 šesti- a 2 sedmi-násobné systémy).

V tomto článku se ale zaměříme na systémy, které jsou jedinečné ještě jinak.

Užitečnost zákrytových dvojhvězd
Jedinečnost a užitečnost zákrytových dvojhvězd byla odhalena před mnoha lety a od té doby se jejich pozorování stalo rutinou. Stále se jedná o nejpřesnější indikátory hvězdné hmotnosti například. U spektroskopických dvojhvězd sice určíme poměr hmotností složek, ale k určení jejich absolutních hodnot je nutné znát sklon orbity vůči pozorovateli, neb ten se vyskytuje ve výrazu m·sin(i). Pokud je tedy daná hvězda navíc zákrytová, lze odvodit jednotlivé hmotnosti s přesností pod 1%. To se ukazuje být i po více než půl století používání stále nejpřesnější metodou. Zákrytových a spektroskopických dvojhvězd známe dnes více než stovku, a tato kombinovaná analýza je dnes prováděna zcela rutinně.

Mnozí autoři ovšem zcela bez povšimnutí přecházejí fakt, že mezi získanou fotometrií a spektroskopií uplynula delší doba a za ten čas se s daným systémem mohlo něco změnit. Tiše předpokládají, že všechny astronomické děje jsou natolik pomalé, že v řádu let nebo desetiletí není důvod předpokládat jakoukoli změnu. Vždy totiž není daná analýza podložena pouze originálními daty, ale stává se, že použitá fotometrie je převzata ze starší práce, a křivka radiálních rychlostí ze spektra byla získána až pro danou práci. To je také případ výjimečné hvězdy HS Hya.

Systém HS Hya
Hvězda byla objevena jako proměnná v roce 1965 (Strohmeier et al. 1965), kde také byla správně klasifikována jako typ Algol. Ovšem její perioda byla určena špatně. Až v roce 1971 byla publikována práce (Popper 1971), kde byla nejen určená správná orbitální perioda (cca 1.56802 dne), ale také publikována její první křivka radiálních rychlostí. Spektrální typ byl odhadnut na F3-4, s tím že obě složky si jsou podobné (poměr hmot 0.96). Tato analýza byla provedena na základě dat pořízených během let 1966-70. Kompletní světelná křivka ve Strőmgrenově uvby systému byla publikována (Gyldenkerne et al. 1975), přičemž data byla pořízena v roce 1972, a z jejich řešení vyplynul sklon orbity 85.3°. K získání kompletního obrázku systému byla použita data publikována rok dříve Popperem.

Pohled na HS Hya se ovšem zkomplikoval v roce 1997, kdy Torres et al. publikovali práci, kde analýzou starších dat Poppera a mnoha svých nových zjistili, že systém navíc obíhá ještě vzdálenější složka s periodou jen asi 190 dní. Ta je pravděpodobně oproti primáru a sekundáru poměrně malá (spektrum M0), její příspěvek ke světelné křivce je méně než 1%, ovšem z radiálních rychlostí je jasně detekovatelná.

Změna sklonu
Krom výše zmíněných prací o daném systému nebyla žádná další detailnější analýza publikována. Nicméně systém byl pozorován několika fotometrickými přístroji. Jednak to byl satelit Hipparcos (Perryman et al. 1997), dále přehlídky ASAS (Pojmanski 2002), a "Pi of the sky" (Burd et al. 2005). Již na datech z Hipparca je jasně vidět, že hloubka obou minim je daleko menší, nežli na původních datech od Gyldenkerne a kol. z roku 1972. Rozdíl dvaceti let je i k takovéto změně dostatečný, viz obrázek 1.

Data z přehlídky ASAS byla rozdělena do tří částí, dle data jejich pořízení. Odstup mezi jednotlivými datovými sety je přibližně 3 roky a jak je vidět na obrázku 1, je i toto dostatečná doba pro viditelnou změnu. Přehlídka "Pi of the sky" nakonec pro analýzu použita nebyla, protože se nejedná o data s V filtrem, tudíž je nelze srovnat s jinými daty.

Fotometrie z různých zdrojů byla tedy použita pro fitování světelné křivky a určení sklonu dráhy v různých časech. To je jeden z důvodů, proč je nutné zachovat pro všechny epochy stejný filtr. Problém je v tom, že hodnota příspěvku od třetího tělesa je závislá na použitém filtru, a tato musí zůstat zachována. Pro řešení světelných křivek jsme většinu parametrů převzali z práce Gyldenkerne et al. (1975), s tím že hlavním výsledkem bylo nalezení vztahu sklon-čas. Hodnoty sklonu, k jakým jsme došli jsou uvedeny v tabulce 1:

Rok	Sklon [stupně]	Reference
1964	88.9 +/- 1.1	Strohmeier et al. 1965
1972	85.30 +/- 0.41	Gyldenkerne et al. 1975
1991	79.83 +/- 0.21	Hipparcos
2002	76.13 +/- 0.15	ASAS
2005	75.19 +/- 0.28	ASAS
2008	74.60 +/- 0.50	ASAS

V dané tabulce jsme také použili odhad sklonu z dat objevové práce (Strohmeier et al. 1965), a to i přesto že daná křivka byla zkonstruována se špatnou periodou a navíc jen z fotografických dat. Využili jsme totiž faktu, že křivky v různých filtrech jsou téměř totožné (co se hloubky týče) a jsme schopni zkonstruovat graf závislosti hloubky minima na sklonu. Z několika bodů na sestupu do minima jsme tedy alespoň přibližně odhadli sklon. Graf z dat tabulky 1 je vynesen na obrázku 2. Z něj je vidět, že změna sklonu je velice rychlá, asi 0.3° za rok, tedy amplituda minim klesá velice rychle.

Z grafu změny sklonu lze ovšem určit i periodu takovéhoto pohybu (tzv. nodální perioda). Celý efekt změny sklonu roviny oběhu (tedy vlastně precese dráhy v prostoru) je způsobem přítomností třetí složky v systému. Právě tato malá složka, díky tomu že obíhá po dráze s periodou jen 190 dní, způsobuje precesi dráhy. Tento jev byl již teoreticky popsán (Sőderhjelm 1975) a není tedy sice zcela unikátním, nicméně stále velmi ojedinělým. To, že doposud známe pouze několik takovýchto systémů, je způsobeno tím, že nodální perioda silně závisí na poměru period vzdálené komponenty a těsného páru. Většina systémů se třetí složkou má ale periody v řádu roků, proto jsou periody stáčení roviny dráhy v řádu tisíců let.

Vzhledem k tomu, že přesně neznáme vzájemné sklony obou oběžných rovin, nelze jednoduše aplikovat vzorce z práce Sőderhjelm (1975), a použili jsme tedy přímo fitování výrazu cos(i), přičemž vyšla perioda asi 631 let. To je sice stále dost, z této periody máme pokryto zatím pouze asi 1/14, nicméně alespoň přibližný odhad nodální periody to dává.

Diskuze a závěr
HS Hya patří k velmi vzácné skupině zákrytových dvojhvězd, u nichž je prokázán efekt změny sklonu s časem. V současné době amplituda změn (tedy hloubka minim) je asi jen 0.015 magnitudy ve V filtru. Ovšem stále rychle klesá. Proto je důležité pořídit nejlépe každý rok nová měření hloubky minim, aby se dala lépe odhadnout nodální perioda. Samotné zákryty se zcela vytratí kolem roku 2022 a zůstanou pouze malé elipsoidální variace - jsme tedy v tomto desetiletí svědky přerodu zákrytové dvojhvězdy v elipsoidální.

Úvahu nastíněnou v úvodu lze tedy nyní aplikovat na případ HS Hya. V článku Torres et al. (1997) byla použita data spektroskopická a fotometrická pořízená s odstupem cca 20 let. Za tu dobu se ovšem změnil sklon dráhy systému asi o 7.8°, což má značný vliv na výsledné hmotnosti spočtené na základě špatné hodnoty sklonu. Při použití všech radiálních rychlostí z daného článku autorům vychází hmotnosti M₁=1.26M_O, M₂=1.22M_O, zatímco při započtení správného sklonu vyjde M₁=1.31M_O, M₂=1.28M_O. Jak je vidět, chyba uváděná autory pro hmotnosti 0.007M_O je až příliš optimistická a nezapočtení takovéhoto jevu do daného systému vnáší chybu o řád vyšší. Dané přepočtené hodnoty M₁ a M₂ jsou o mnoho realističtější pro dané spektrální typy hvězd (F4+F5).

Závěrem lze říci, že systém HS Hya je natolik jedinečný, že určitě stojí za to jej pozorovat, a to speciálně do doby nežli úplně zmizí jeho fotometrické zákryty. O jak unikátní systém se jedná lze vidět například v tabulce 2, kde jsou uvedeny hvězdy s měnícím se sklonem dráhy známé v dnešní době. Mnoho z nich je sice podezřelých z proměnnosti sklonu, ale konečné potvrzení stále chybí. Jen u 4 z nich byla určena nodální perioda. Navíc se ukazuje, že se jedná hlavně o hvězdy raných spektrálních typů (O, B, A), kdežto HS Hya představuje první výjimku pozdějšího spektrálního typu.

Jen jako poznámku zcela na konec: nikdy nemůžeme vědět u jakého systému se příště takovýto jev podaří detekovat. Proto jako apel na všechny pozorovatele proměnných hvězd doporučuji měřit nejen pro okamžiky minim spodní části minim samotných, ale celá minima až do konstantní fáze. Jen tak můžeme zjistit, jaká je skutečná hloubka minima jako takového a případně po letech detekovat změny. Bohužel většinou tomu tak není a připravujeme se o cenný zdroj informace.

Poznámka:
Na tomto místě musím velice poděkovat kolegovi Antonu Paschke, protože bez něj by žádná studie o HS Hya nevznikla. Upozornil mě na ni on, a kdyby si nevšiml změny mezi křivkou z Hipparca a publikovanou křivkou z roku 1972, možná by systém za pár let přestal být zákrytový a marně by pozorovatelé minima hledali. Takto můžeme doufat, že se ještě v následujících letech nějaká měření podaří uskutečnit a hypotézu potvrdit. Tento článek byl sepsán na základě studie publikované v A&A (Zasche & Paschke 2012)."

Reference:
Azimov, A.A., & Zakirov, M.M. 1991, IBVS, 3667, 1
Burd, A., Cwiok, M., Czyrkowski, H., et al. 2005, New Astronomy, 10, 409
Drechsel, H., Lorenz, R., & Mayer, P. 1989, A&A, 221, 49
Guilbault, P.R., Lloyd, C., & Paschke, A. 2001, IBVS, 5090, 1
Gyldenkerne, K., Jørgensen, H.E.,& Carstensen, E. 1975, A&A, 42, 303
Lacy, C.H.S., Helt, B.E., & Vaz, L.P.R. 1999, AJ, 117, 541
Mayer, P., Pribulla, T., & Chochol, D. 2004, IBVS, 5563, 1
Olson, E. C., Schaefer, B.E., Fried, R.E., Lines, R., & Lines, H. 1992, AJ, 103, 256
Özdemir, S., Mayer, P., Drechsel, H., Demircan, O., & Ak, H. 2003, A&A, 403, 675
Perryman, M.A.C., Lindegren, L., Kovalevsky, J., et al. 1997, A&A, 323, L49
Pojmanski, G. 2002, AcA, 52, 397
Popper, D.M. 971, ApJ , 166, 361
Sőderhjelm, S. 1975, A&A, 42, 229
Strohmeier, W., Knigge, R., & Ott, H. 1965, IBVS, 107, 1
Torres, G., Stefanik, R.P., Andersen, J., et al. 1997, AJ, 114, 2764
Torres, G. 2001, AJ, 121, 2227
Zasche, P. & Paschke, A. 2012, A&A, 542, L23

Převzato ze stránek Sekce proměnných hvězd a exoplanet ČAS.