Miłośnicy supernowych, szczególnie tych jaśniejszych, nie powinni być zawiedzeni tym co działo się na północnym niebie w pierwszej połowie 2020 roku.
Zaczęło się już 7 i 12 stycznia, kiedy to odkryte zostały dwie jasne supernowe: SN 2020oi oraz SN 2020ue. Pierwsza z nich pojawiła się niespodziewanie w galaktyce M100. Dlaczego niespodziewanie? Dlatego, że zaledwie 8 miesięcy wcześniej, w tej samej galaktyce mieliśmy już okazję obserwować supernową (SN 2019ehk, którą miałem przyjemność odkryć). Zapewne nikt nie oczekiwał, że kolejną zobaczymy tam tak szybko. SN 2020oi okazała się typu Ic. Zjawisko było więc wywołane kolapsem jądra masywnej gwiazdy, podobnie jak w przypadku supernowych typu II. Jednakże widmo SN Ic pozbawione jest linii wodoru, charakterystycznych dla typu II. Progenitor SN Ic stracił bowiem wcześniej swoje zewnętrzne warstwy wodoru, dlatego w widmie nie obserwujemy linii H. Maksimum blasku SN 2020oi osiągnęła 2 tygodnie po odkryciu. Obserwowaliśmy ją wówczas jako obiekt 13-tej wielkości gwiazdowej. Pewną trudność stanowiło jedynie to, że znajdowała się bardzo blisko centrum M100. Aby ją dostrzec, konieczne było umiejętne "wygaszenie" na zdjęciach intensywnego światła jądra galaktyki.
(SN 2020oi w galaktyce M100 – autor Mateusz Windak)
Znacznie łatwiejsza do obserwacji była druga z wymienionych – SN 2020ue. Odkrył ją znany japoński astroamator Koichi Itagaki na obrzeżach jasnej, eliptycznej galaktyki NGC 4636. Jak dotąd jest to najjaśniejsza supernowa 2020 roku! Na przełomie stycznia i lutego osiągnęła aż 11,8m. W przeciwieństwie do SN 2020oi jej kątowe przesunięcie od centrum galaktyki było bardzo duże (blisko 2 arcmin), co znacznie ułatwiło obserwacje i pomiary. Wykonano wiele ciekawych zdjęć oraz kilka widm SN 2020ue
(SN 2020ue – autor Rolando Ligustri)
Jedno z takich widm zarejestrowałem ponad 2 miesiące po odkryciu za pomocą spektroskopu własnej konstrukcji SN-Spec, opisanego w dwumiesięczniku "Urania" 2-3/2020. Supernowa była już wtedy zdecydowanie słabsza (15,4m). Wszystkie obserwacje spektroskopowe wyraźnie wskazywały na typ Ia.
Obie wymienione supernowe świeciły na niebie w niedużej od siebie odległości kątowej, w gwiazdozbiorach Warkocza Bereniki oraz Panny. Nic dziwnego, skoro są to gwiazdozbiory wyjątkowo bogate w galaktyki. Wobec tego nie może być zaskoczeniem lokalizacja kolejnych, jasnych supernowych tego roku - znowu Panna oraz sąsiedni gwiazdozbiór Lwa. Supernową SN 2020ftl odkryto 2 kwietnia w galaktyce NGC 4277, a SN 2020hvf 21 kwietnia w NGC 3643. Obie były typu Ia. Warto przy tym zaznaczyć, że jako pierwszy spektroskopię klasyfikacyjną SN 2020ftl wykonał miłośnik astronomii - Claudio Balcon z Włoch (zdjęcie poniżej - źródło TNS). Użył w tym celu również samodzielnie skonstruowanego spektroskopu oraz popularnego teleskopu w systemie Newtona o całkiem niedużej aperturze 20 cm. W połowie kwietnia SN 2020ftl prezentowała się jako obiekt 14m.
Jaśniejsza okazała się SN 2020hvf. W maksimum osiągnęła 12,6m. Zawdzięczamy to oczywiście dużej jasności absolutnej supernowych Ia (-19,3m) oraz niedużej odległości do galaktyki NGC 3643 wynoszącej około 85 mln lat świetlnych (z~0,00585). SN 2020hvf była troszkę niedoceniona przez amatorów, ponieważ w tym samym czasie ich uwagę skupiała już SN 2020jfo. Astronomowie zawodowi dostrzegli jednak możliwości ciekawych obserwacji nieodległej przecież SN 2020hvf. Przeprowadzone zostały rejestracje tego zjawiska na falach radiowych, w których uczestniczyło obserwatorium w Piwnicach pod Toruniem. Dnia 14 maja zarejestrowałem widmo optyczne SN 2020hvf. Korelacja wzajemna przeprowadzona przy użyciu aplikacji identyfikacji supernowych SNID pokazała najlepszą zgodność z supernową SN 2001ay w wieku 8 dni po maksimum. Według obserwacji fotometrycznych ZTF supernowa osiągnęła maksimum blasku 5 maja, więc szacowanie jej wieku za pomocą analizy widma okazało się całkiem zgodne z faktycznym.
Wymieniona wcześniej SN 2020jfo wywołała olbrzymie zainteresowanie wśród astroamatorów. Odkryta została 6 maja w ramach projektu ZTF. Miejscem jej pojawienia był znów "niezawodny" gwiazdozbiór Panny. Nie osiągnęła tak dużej jasności co poprzednio opisane supernowe, ale za to wybuchła w jednym z ramion popularnej i niezwykle urokliwej galaktyki M61
(SN 2020jfo w M61 – autor Maciej Jarmoc)
W chwili odkrycia miała 16m, a tydzień później osiągnęła jasność zbliżoną do 14,4m. Wówczas to wykonałem jej spektroskopię, która pokazała podobieństwo widma do SN 2004et typu IIP
Supernowe tego typu charakteryzują się dosyć długim okresem płaskiej lub tylko nieznacznie opadającej charakterystyki krzywej blasku (P-plateau). Późniejsze obserwacje fotometryczne potwierdziły klasyfikację SN 2020jfo jako supernowej typu IIP.
Na przełomie czerwca i lipca pojawiły się jeszcze dwie jasne supernowe. Znów należało skierować teleskopy na "wiosenną" rektascensję 12h i deklinację bliską równikowej. Niestety, o tej porze roku obserwacje w tych rejonach nieba są bardzo trudne w naszych szerokościach geograficznych. Za to koledzy z południa Europy mieli jeszcze okazję zaobserwować SN 2020nlb oraz SN 2020nvb - kolejne supernowe typu Ia w Warkoczu Bereniki oraz Pannie. Pierwsza z nich wybuchła ponownie w galaktyce z katalogu Messiera. Tym razem w M85. Jasność obu zbliżyła się do 12m w połowie lipca, jednak ze względu na wspomniane coraz gorsze położenie, nie można było dokończyć wykreślenia dla nich pełnych krzywych blasku.
Pierwsze półrocze 2020 roku było więc bardzo bogate w jasne supernowe. Ciekawe jest, że skupiły się na bardzo niewielkim obszarze nieba. Pokazuje to, że warto eksplorować te gwiazdobiory w poszukiwaniu gwiezdnych kataklizmów. Należy też zwrócić uwagę na wyjątkowo dużą liczbę supernowych odkrytych w galaktykach z katalogu Messiera. W ubiegłych latach mieliśmy statystycznie jedną na rok. W 2020 są już trzy, a rok się jeszcze nie skończył. Kto wie co pokażą miesiące jesienne, kiedy to znowu mamy okazję monitorować całkiem sporą liczbę galaktyk.
W dniach 25-27 października 2020 r. jest spodziewane zaćmienie w potrójnym układzie b Persei (nie mylić z β Persei). Zachęcamy do obserwacji fotometrycznych CCD / DSLR tego jasnego obiektu (piąta wielkość gwiazdowa). Taka duża jasność pozwala na wykorzystanie do fotometrii nawet kilkunastoletniej lustrzanki cyfrowej z obiektywem o ogniskowej przynajmniej 50 mm lub bardziej zaawansowanego bezlusterkowca umocowanego na statywie fotograficznym.
Układ b Persei składa się z trzech gwiazd ciągu głównego o obserwowanej jasności ~4,6V, które zwyczajowo oznacza się AB-C. W widmie obserwuje się tylko najjaśniejszą gwiazdę b Per A typu ~A2V i jej zmiany prędkości radialnej o amplitudzie ~40 km/s (okresie ~1,5 dnia) i ~11 km/s (okres ~701 dni). Pozostałe dwie gwiazdy są słabsze aż o ~3 mag (prawdopodobny typ widmowy ~F). Gwiazdy AB tworzą ciasny układ podwójny elipsoidalnie zmienny o okresie ~1,5 dnia i amplitudzie 0,06 mag. Na wszystkich krzywych blasku w tym artykule elipsoidalne zmiany jasności reprezentują sinusoidy oznaczona linią ciągłą w kolorze czarnym lub czerwonym. Wyjątkiem jest rys. 2 (środkowa krzywa blasku z zaćmienia w grudniu 2016 r.), w którym krzywa przerywana koloru zielonego prezentuje zmiany prędkości radialnej gwiazdy A.
Zmienność elipsoidalna b Per AB jest znana od około stu lat. Potrójność układu b Per została odkryta ponad pięćdziesiąt lat temu dzięki obserwacjom spektroskopowym. Natomiast dzięki interferometrii optycznej dopiero w 2013 r. odkryto zaćmienia, podczas których składnik C dla obserwatora na Ziemi co 704,9 dnia zakrywa / przesłania system AB (zaćmienie główne, ang. primary eclipse) lub jest przez niego przesłaniany (zaćmienie wtórne, ang. secondary eclipse). Podczas zaćmień głównych obserwuje się znaczny spadek jasności (~ 0,4 - 0,5 mag), gdy składnik C zakrywa najjaśniejszą gwiazdę układu AB o typie widmowym ~A2 V.
Na rys. 1 i rys. 2 pokazano zaćmienia w układzie b Per, które do tej pory zaobserwowano z wyjątkiem pierwszego zaćmienia w 2013 r. (wtedy uzyskano tylko pojedyncze punkty krzywej blasku) i ostatniego w styczniu 2020 r. (zostało omówione szczegółowo w dalszej części).
Rys. 1. Krzywe blasku z zaćmieniami głównymi b Per (składnik C przesłania układ podwójny AB) w marcu 2016 r. i lutym 2018 r. Pogrubiona czarna linia przedstawia dopasowanie prostego modelu układu do obserwacji. Indywidualne wyznaczenia jasności b Per przez obserwatorów oznaczono różnymi kolorami i symbolami. Cienka czerwono-czarna linia sinusoidalna przedstawia zmienność elipsoidalną. Materiał źródłowy [1].
Rys. 2. Trzy krzywe blasku z zaobserwowanych do tej pory zaćmień wtórnych b Per (układ podwójny AB przesłania składnik C). Pogrubiona czarna linia przedstawia dopasowanie prostego
modelu układu do obserwacji. Zielona przerywana sinusoida w środkowym panelu prezentuje krzywą prędkości radialnych uzyskaną przez A. Miroshnichenko. Cienka czerwono-czarna linia sinusoidalna ilustruje zmienność elipsoidalną. Materiał źródłowy [1].
Obserwacje ostatniego zaćmienia głównego b Per w styczniu 2020 r.
Ponad tydzień przed zaćmieniem na forum AAVSO [2] prof. D. Collins opublikował jego efemerydę (szczegóły na rys. 3), bazując na podobnej udanej próbie przewidzenia krzywej blasku zaćmienia wtórnego w listopadzie 2018 r.
Zgodnie z efemerydą zaćmienie miałoby się rozpocząć w dn. 18 stycznia 2020 r. po północy w czasie UT w momencie MJD 1866.5 (MJD = JD -2457000) w ciągłej rachubie dni juliańskich. "Mały dołek" w krzywej blasku na początku zaćmienia wynikał z częściowego zakrycia składnika B przez C. Po czym nastąpiło zakrycie najjaśniejszego i największego składnika A przez C - co objawia się znacznym spadkiem jasności. Dwa najgłębsze "dołki" w krzywej blasku są związane z zakryciem składnika A przez C. Pomiędzy najgłębszymi "dołkami" składnik C przechodzi przez środek masy układu AB (MJD 1868.0). Przedostatni "dołek" wynika niemal z całkowitego zakrycia składnika B przez C, a ostatni - zaćmienie muskające.
Rys. 3. Prognozowana krzywa blasku zaćmienia b Per w styczniu 2020 r. Początek zaćmienia około godz. 0 w czasie UT dn. 18 stycznia 2020 r. (MJD 1866,5). Cienka czerwono-czarna linia sinusoidalna przedstawia zmienność elipsoidalną układu AB. Materiał źródłowy [2].
Krzywą blasku ze styczniowego zaćmienia przedstawia rys. 4 i obejmuje okres MJD od 1864 do 1871. Dzięki wzorowej współpracy 18 obserwatorów z Europy i Ameryki Północnej udało się pokryć obserwacjami każdą noc podczas tego zaćmienia z wyjątkiem "przerwy azjatyckiej" (brak chętnych obserwatorów z Azji).
To zaćmienie było obserwowane przez dwie osoby z Polski: Tadeusza Smelę oraz autora tej informacji. Pogoda nie sprzyjała obserwatorom w Polsce, ponieważ w moim przypadku w okolicach efemerydalnego początku zaćmienia (~0 UT 18 stycznia 2020 r.) chmury przesłoniły niebo na długie noce. Natomiast Tadeusz Smela zdołał jeszcze kolejnej nocy uzyskać parę mniej dokładnych obserwacji fotometrycznych, "walcząc" z chmurami. Przyczyną problemu pogodowego był wyż z rekordowym ciśnieniem ~1050 hPa, który rozbudował się na Europą, ale zasysał powietrze z niewłaściwej strony.
Rys. 4. Jednotygodniowa krzywa blasku zaćmienia głównego b Per w styczniu 2020 r. składająca się z obserwacji 18 fotometrystów, które zostały oznaczone różnymi kolorami i symbolami. Cienka czarna linia sinusoidalna ilustruje zmienność elipsoidalną układu AB. Materiał źródłowy [2].
Podsumowanie w punktach najważniejszych informacji o zaćmieniu głównym b Per w styczniu 2020 r. :
Rys. 5. Krzywa blasku z nieoczekiwanym zaćmieniem muskającym (strzałka do dołu) przed prognozowanym początkiem zaćmienia ~0 UT w dn. 18 stycznia 2020 r. (MJD 1866,5). Cienka czarna linia sinusoidalna przedstawia zmienność elipsoidalną układu AB. Materiał źródłowy [2].
Rys. 6. Krzywa blasku prezentująca pierwszą w historii obserwację zmiany "koloru" (wskaźnika barwy) B-V o ~0,02 mag (od +0,04 do +0,06 mag). Obserwacje w dwóch filtrach fotometrycznych Johnson-V i Johnson-B wykonał Gerald Persha (AAVSO nick PGD). Materiał źródłowy [2].
Rys. 7. Krzywa blasku zaćmienia głównego b Per w styczniu 2020 r. Pogrubiona czarna linia przedstawia dopasowanie prostego modelu układu do obserwacji. Indywidualne wyznaczenia jasności b Per przez obserwatorów oznaczono różnymi kolorami i symbolami. Podwójna czerwonoczarna sinusoida ilustruje zmienność elipsoidalną. Materiał źródłowy: prof. D. Collins.
Efemeryda zaćmienia b Per w październiku 2020 r.
Najbliższe zaćmienie w październiku 2020 r. będzie zaćmieniem wtórnym, w którym układ AB przesłoni słaby składnik C. Dlatego nie należy oczekiwać tak dużych amplitud zmian jasności jak w styczniu 2020 r. Rys. 8 przedstawia prognozowaną krzywą blasku podczas tego zaćmienia o następujących parametrach:
Potrzebne będą obserwacje fotometryczne CCD z filtrem V lub lustrzankowe z filtrem TG na tydzień przed i tydzień po środku zaćmienia (~19 X - 2 XI 2020 r.). Do celów kalibracyjnych będą przydatne ciągłe obserwacje trwające przez kilka godzin przed i po zaćmieniu. Natomiast podczas samego zaćmienia należy prowadzić ciągłe obserwacje fotometryczne tak długo jak się da.
Więcej informacji na temat b Persei i obserwacji zaćmienia w październiku 2020 r. można znaleźć w Uranii 5/2018 (patrz: [3]) i 4/2020 oraz na portalu Proxima (patrz: [4], [5]).
Więcej informacji na temat najprostszej fotometrii lustrzankowej (DSLR) można znaleźć w Uranii 5/2017 (patrz: [6]) oraz na portalu Proxima (patrz: [7]).
Rys. 8. Prognozowana krzywa blasku (czarna linia) dla zaćmienia wtórnego b Persei w październiku 2020 r. Początek zaćmienia - po północy czasu UT w dn. 25 października 2020 r. (MJD 2147,5). Materiał źródłowy: prof. D.Collins.
Bibliografia:
[1] Alert Notice 688: Anticipated primary eclipse of b Persei in January 2020 - https://www.aavso.org/aavso-alert-notice-688
[2] Wątek na forum AAVSO poświęcony zaćmieniu b Per w styczniu 2020 r. - https://www.aavso.org/b-per-campaign-january-2020
[3] R. Biernikowicz - Urania 5/2018, "Czas na potrójne zaćmienie b Persei" - darmowa wersja do pobrania: https://www.urania.edu.pl/archiwum/urania-nr-5-2018.html
[4] R. Biernikowicz (2018) Proxima nr 31 - https://proxima.org.pl/component/phocadownload/category/1-download?download=34:proxima31
[5] R. Biernikowicz (2018) - https://proxima.org.pl/86/obserwujmy-potrojne-zacmienie-b-persei-okolo-20-listopada-2018r
[6] R. Biernikowicz - Urania 5/2017, "Fotometria lustrzankowa" - darmowa wersja do pobrania: https://www.urania.edu.pl/archiwum/urania-nr-5-2017.html
[7] R. Biernikowicz (2018) - materiały do fotometrii lustrzankowej - https://proxima.org.pl/84/materialy-do-fotometrii-lustrzankowej-dslr-w-jezyku-polskim
T. Kupfler z współpracownikami odkrył pierwszy układ podwójny, w którym biały karzeł pochłania materię poprzez dysk akrecyjny z gorącego podkarła typu widmowego O/B, czyli sdOB (podkarzeł - ang. subdwarf → skrót „sd”). Ten obiekt 15 wielkości gwiazdowej został oznaczony w palomarskim przeglądzie nieba Zwicky Transient Facility symbolem ZTF J2130+4420. Szczegółowa analiza obserwacji tego obiektu została opublikowana w marcu 2020 roku w prestiżowym wydawnictwie astrofizycznym Astrophysical Journal [1] (darmowa wersja jest dostępna w arXiv → [2]). Niezależnym odkrywcą tego układu jest polski miłośnik astronomii Gabriel Murawski - stąd oznaczenie obiektu MGAB-V249 w bazie VSX (szczegóły na końcu artykułu „z gwiazdką”).
1. Historia odkrycia MGAB-V249 (ZTF J2130+4420)
MGAB-V249 (ZTF J2130+4420) został odnaleziony przez T. Kupflera przy końcu 2018 roku na podstawie obserwacji fotometrycznych wykonanych w ramach przeglądu nieba ZTF - niebieski obiekt z krzywą blasku o okresie 39,3 minuty (patrz rys. 1). Prawdziwa natura obiektu pozostawała jednak nieznana (brak spektroskopii, brak kompleksowej analizy obserwacji). Niezależnie w dn. 25 maja 2019 r. polski miłośnik astronomii Gabriel Murawski(*) zgłosił odkrycie tego obiektu jako MGAB-V249 do bazy VSX również analizując dostępną fotometrię ZTF. Szybko ten obiekt został zweryfikowany przez L. Riviera Sandoval ze współpracownikami (telegram astronomiczny nr 12847 z 6 czerwca 2019 r.), że nie wykazuje emisji w zakresie rentgenowskim. Autorzy zasugerowali, że najprawdopodobniej jest to układ podwójny typu AM CVn składający się z białych karłów, ponieważ nie wykazuje emisji w zakresie X, ma niebieski kolor i krótki okres orbitalny zaledwie 39,3 minut. Identyfikacja widma MGAB-V249 jako gorącego podkarła helowego typu widmowego He-sdOB nie potwierdziła, że jest to układ typu AM CVn (widma wykonane teleskopem 4,2 m WHT w dn. 22 sierpnia 2019 r., tel. astronomiczny nr 13048 z 29 sierpnia 2019 r.). Zasugerowano, że 39,3 – minutowa periodyczność jest wywołana przez oscylacje gorącego podkarła (mody grawitacyjne oscylacji wzbudzane nieprzeźroczystością warstwy C/O). Prawdziwą naturę MGAB-V249 ujawniła dopiero kompleksowa analiza całości materiału obserwacyjnego zebranego przez teleskopy z „pierwszej ligi astronomicznej” (m. in. 10 m KECK / 4,2 m WHT / 200” na Mt Palomar / 10,4 m GTC), a wykonana przez T. Kupflera ze współpracownikami (patrz [1]). Okazało się, że jest to pierwszy znany układ podwójny z gorącym podkarłem sdOB wypełniającym swoją powierzchnię Roche’a, który transferuje materię poprzez dysk akrecyjny na białego karła.
Rys. 1. Krzywa blasku MGAB-V249 (ZTF J2130+4420) w filtrach „g” (kolor czarny) i „r” (kolor czerwony) uzyskana za pomocą 10,4 m teleskopu GTC z kamerą HiPERCAM (sekwencja obserwacyjna trwająca przez 46 minut, w czasie której wykonano 1576 zdjęć jednocześnie w 5 filtrach, każda klatka była naświetlana przez ~1,8 s). Materiał źródłowy [1].
2. Fotometria i spektroskopia MGAB-V249 (ZTF J2130+4420)
MGAB-V249 wykazuje silne zmiany okresowe w krzywej blasku (patrz rys. 1).Autorzy wykazali, że najlepsze dopasowanie do krzywej blasku zapewnia model z białym karłem otoczonym dyskiem akrecyjnym + gorący podkarzeł sdOB (patrz rys. 5 po prawej). Zmienność blasku jest spowodowana głównie przez pływową deformację gorącego podkarła.
Do wyznaczenia efemerydy wykorzystano ultraszybką fotometrię (klatki naświetlane przez 1-2 sekundy) z 84-inch/KPED (Kitt Peak 84-Inch Electron MultiplyingDemonstrator) i 10,4 m teleskopu GTC (Gran Telescopio Canarias) z kamerą HiPERCAM. Wyznaczono okres orbitalny 39,3401 minut. Do efemerydy został zmierzony moment najsilniejszego spadku jasności, który odpowiada fazie największej odległości podkarła sdOB od obserwatora (patrz rys. 4 - model układu). Uzyskano dla epoki „E” następującą efemerydę momentów najgłębszego spadku jasności (moment wyrażony w dniach juliańskich odniesiony do barycentrum Układu Słonecznego):
To = 2458672,18085(78) + 0,0273195(2) E Wzór (1)
Rys. 2. Znormalizowane uśrednione widmo MGAB-V249 (ZTF J2130+4420) uzyskane w dn. 25-26 czerwca 2019 r. za pomocą teleskopu 4,2 m WHT (Wiliam Herschel Telescope). Opisano główne linie widmowe. Materiał źródłowy [1].
W widmie MGAB-V249 pokazanym na rys. 2 występują linie serii Balmera jak również neutralnego i zjonizowanego helu (He I / He II). Do widma obserwacyjnego MGAB-V249 można dopasować syntetyczne widmo pojedynczego gorącego podkarła helowego He-sdOB. Autorzy publikacji nie zauważyli w widmie żadnych śladów białego karła lub dysku akrecyjnego.
W [1] zostały wyznaczone następujące parametry fizyczne atmosfery gorącego podkarła poprzez dopasowanie modeli profili linii widmowych wodoru serii Balmera oraz neutralnego i zjonizowanego helu :
Do krzywej prędkości radialnych zostało wykorzystane 191 widm z kamery ISIS współpracującej z 4,2m teleskopem WHT, które obejmują zakres spektralny 3100-5300 Å i 6350-8100 Å. Każde widmo było naświetlane przez 120 sekund. Aby uzyskać krzywą prędkości radialnych cały okres orbitalny podzielono na 20 sektorów według fazy orbitalnej, w których poskładano indywidualne widma zgodnie z fazą wyznaczoną z równania (1). Dla każdego sektora orbitalnego dało to SNR~100 wypadkowego widma oraz dokładność wyznaczenia prędkości radialnych ~ 5 km/s.
Zostało przyjęte założenie o kołowych orbitach w układzie i dopasowano teoretyczną krzywą sinusoidalną do prędkości radialnych (RV–patrz rys. 3) z wyłączeniem faz 0,8–1 i 0-0,2. Z krzywej prędkości radialnych RV wyznaczono pół-amplitudę prędkości radialnych K = 418,5 ±2,5 km/s.
Pominięto fazę 0 (lub 1), gdy podkarzeł sdOB jest najbardziej oddalony od obserwatora, ponieważ krzywa prędkości radialnych znacznie odstaje od czystej funkcji sinusoidalnej – co tłumaczy się efektem Rossitera-McLaughlina. W tych fazach linie widmowe szybko rotującego podkarła sdOB są zniekształcane przez dysk akrecyjny, który przesłania podkarła. Czerwona linia w dolnej części rys. 3 przedstawia odchyłkę prędkości radialnych RV spowodowaną efektem Rossitera-McLaughlina dla modelu układu MGAB-V249 dającego najlepsze dopasowanie.
Rys. 3. Krzywa prędkości radialnych układu podwójnego MGAB-V249 (ZTF J2130+4420) według fazy orbitalnej obejmująca dla lepszej wizualizacji dwa okresy orbitalne. Poniżej narysowano odchyłkę prędkości radialnych RV pomiędzy pomiędzy funkcją sinusoidalną i rzeczywistą krzywą RV. Silne odchylenie od czystej sinusoidy obserwuje się w okolicach fazy 0 (1) – co można wyjaśnić efektem Rossitera-McLaughlina, gdy dysk akrecyjny zasłania szybko rotującego gorącego podkarła. Czerwona linia reprezentuje oczekiwane dla najlepszego modelu różnice prędkości radialnych spowodowane efektem Rossitera-McLaughlina. Materiał źródłowy [1].
3. Modelowanie układu
Krzywa blasku była modelowana za pomocą oprogramowania LCURVE, które wykorzystuje siatkę punktów do modelowania obu gwiazd. Kształt gwiazd w tym układzie podwójnym jest określony przez potencjał Roche’a. W modelowaniu założono, że orbity składników są kołowe i okresy rotacji zsynchronizowane z okresem orbitalnym. Strumień energii, który każdy punkt tej siatki emituje obliczono przy założeniu pewnej temperatury ciała doskonale czarnego dla określonej długości fali, korygując o efekt pociemnienia brzegowego, pociemnienia grawitacyjnego, wzmocnienia dopplerowskiego i efekty odbicia.
Rys. 4. Wizualizacja modelu MGAB-V249 (ZTF J2130+4420) w fazach orbitalnych 0,4 (po lewej) i 0,9 (po prawej). Faktycznie użyto większą liczbę punktów (aż 1576) w siatce do modelowania układu niż pokazano na tym rysunku. Przy fazie ~0,4 oznaczono przewidywaną pozycję gorącej plamy na dysku akrecyjnym (miejsce zderzenia strugi materii wypływającej z podkarła sdOB z dyskiem akrecyjnym). Materiał źródłowy [1].
Dominującym efektem w krzywej blasku MGAB-V249 jest modulacja elipsoidalna jasności spowodowana zniekształceniami pływowymi gorącego podkarła sdOB. Początkowo T. Kupfler ze współpracownikami próbowali modelować krzywą blasku przy założeniu, że jest to układ podwójny rozdzielony (= żaden z towarzyszy nie wypełnia swojej powierzchni Roche’a), ale z możliwością wypełnienia powierzchni Roche’a – gdyby zaistniała taka konieczność. Wkrótce okazało się, że ten model jest nieodpowiedni, ponieważ wykazuje znaczne odchylenia względem danych obserwacyjnych w okolicach faz 0 i 0,5 (patrz rys. 5 po lewej).
Model tylko z dwoma gwiazdami szczególnie „zawodzi”, gdy gwiazda sdOB jest najdalej od nas (faza orbitalna 0). Krzywa blasku w tym punkcie prezentuje ostre i głębokie minimum, do którego nie można dopasować modelu tylko z dwoma gwiazdami – nawet, gdy podkarzeł sdBO wypełnia swoją powierzchnię Roche’a w więcej niż 99%. W tym modelu około fazy 0 nieznany towarzysz musi blokować ~10% promieniowania podkarła sdOB – co narzuca silne ograniczenia na wielkość nieznanego towarzysza. Natomiast temperaturę tego towarzysza można ocenić w fazie 0,5, gdy chowa się za podkarłem sdOB. Funkcja mas tego układu, która została wyznaczona z krzywej prędkości radialnych podkarła sdOB określa dolną granicę masy nieznanego towarzysza na ~0,22 Mʘ (… dla teoretycznie zerowej masy gorącego podkarła) lub dla wariantu bardziej realistycznego masę minimum 0,5 Mʘ (... przy założeniu MsdOB> 0,25 Mʘ). Z tego oszacowania wynika, że nieznany towarzysz prawie na pewno musi być białym karłem, gdyż żadnej innej gwiazdy nie da się zmieścić w powierzchni Roche’a o okresie orbitalnym 39 minut. Ale nieznana gwiazda powinna być około 4 razy większa niż biały karzeł o rzeczywistej masie, a jego temperatura – ekstremalnie niska ≈2000K. Z powyższych oszacowań wynika, że nie może poprawnie wyjaśnić obserwacji MGAB-V249 model tylko z dwoma gwiazdami (podkarzeł sdOB + biały karzeł). W szczególności promień towarzysza podkarła sdOB jest za duży jak na białego karła o takiej masie.
Rys. 5. Najlepsze dopasowanie (czerwona linia) do krzywej blasku w filtrze „g” (czarne punkty) dla następujących modeli układu MGAB-V249 (ZTF J2130+4420): tylko biały karzeł WD + podkarzeł sdOB bez dysku (lewy panel), WD+sdOB + dysk, ale bez irradiacji brzegu dysku naprzeciw sdOB (środkowy panel), WD+sdOB +dysk, gdy dodatkowym źródłem promieniowania jest irradiacja brzegu dysku naprzeciw sdOB (prawy panel). Poniżej krzywych blasku pokazano różnice pomiędzy danym modelem a obserwacjami. Materiał źródłowy [1].
Autorzy analizowali również model dwóch gwiazd z dyskiem akrecyjnym.Jednak natychmiast pojawiła się niezgodność w modelowaniu układu z dyskiem, ponieważ maksimum jasności występowało w pobliżu fazy 0,5 gdy gorący podkarzeł jest najbliżej od nas. Okazało się jednak, że pominięto jeden istotny szczegół – dysk akrecyjny w układzie MGAB-V249 musi być bardzo niezwykły, ponieważ jest silnie oświetlony przez donora w postaci gorącego podkarła sdOB. Jest to istotna różnica w porównaniu do układów kataklizmicznych, gdzie donorem jest małomasywna gwiazda ciągu głównego o małej jasności i również kompaktowych obiektów w układach rentgenowskich – są one silnie oświetlane, ale przez źródła znajdujące się w centrum ich dysków. W modelu tego układu powierzchnia dysku jest silnie oświetlana z zewnątrz i całkiem możliwe, że więcej strumienia energii jest generowane w wyniku irradiacji niż akrecji.
Warto wspomnieć, że w literaturze astronomicznej wzajemna irradiacja/oświetleniegwiazd w układzie podwójnym jest również zwyczajowo określana od ponad 100 lat jako zjawisko odbicia (ang. reflection effect). W układzie MGAB-V249 mamy tylko jedno istotne źródło oświetlające dysk akrecyjny - gorącego podkarła o temperaturze powierzchniowej 42 400K. Dlatego w modelu MGAB-V249 dodano krawędź dysku w postaci walca o promieniu i wysokości odpowiadającej zewnętrznemu brzegowi dysku akrecyjnego.Część tych fotonów jest odbijana, a część pochłaniana - nagrzewając nawet do temperatury ~30 tys. K krawędź dysku najbliższą podkarłowi sdOB. Tym samym krawędź dysku staje się dodatkowym źródłem promieniowania. Brzeg dysku jest najgorętszy w punkcie przecięcia linii łączącej środki obu gwiazd.Irradiacji/oświetlenie krawędzi dysku akrecyjnego poprzez odbicie części fotonów iemisję fotonów o temperaturze efektywnej do ~30 tys. K generuje dodatkową sinusoidalną modulację jasności, która ma maksimum w fazie 0,5.
Model z irradiacją brzegu dysku jest pokazany na rys. 5 w panelu po prawej stronie. Obserwuje się tutaj drobne odchyłki pomiędzy modelem i obserwowaną krzywą blasku (nie jest to idealna prosta), które najprawdopodobniej wynikają z niedokładności przyjętego modelu dysku akrecyjnego. Największą niespodzianką nie są te małe różnice, ale ewidentny brak w krzywej blasku śladów „gorącej plamy” w miejscu, gdzie strumień materii zderza się z dyskiem (patrz „gwiazdka” na rys. 4 po lewej). Dla porównania w środkowym panelu na rys. 5 jest pokazana modelowana krzywa blasku MGAB-V249 (linia czerwona) w wariancie, gdy został wyłączony strumień energii emitowany przez krawędź dysku. Tutaj widać ważność efektu oświetlenia dysku akrecyjnego przez gorącego podkarła i jak to poprawia zgodność pomiędzy fazami maksymalnej jasności dla teoretycznego modelu i obserwacji.
Dysk akrecyjny w układzie MGAB-V249 jest niezwykły w tym sensie, że jest silnie oświetlonyprzez gwiazdę zasilającą go w masę. Ma to ważne następstwo polegające na tym, że nawet jeżeli tempo akrecji jest znacznie niższe niż oszacowane przez autorów publikacji [1] (takie tempo akrecji jakie normalnie należałoby się spodziewać by zobaczyć wybuch nowej karłowatej), to efekt irradiacji blokuje wybuch nowej karłowatej poprzez utrzymywanie dysku w stanie wzbudzonym. Podobnym mechanizmem tłumaczy się niektóre długotrwałe wybuchy promieniowania rentgenowskiego.
W widmach bardzo dobrej jakości uzyskanych w 4,2 m teleskopie WHT (stosunek sygnału do szumu SNR≈100) nie ma śladów linii widmowych pochodzących od dysku. Pozwala to na określenie górnego limitu jasności dysku akrecyjnego na mniej niż 3% całkowitej jasności układu. Najlepszy model tego układu przewiduje tempo akrecji 10-9 Mʘ/rok lub mniej. Z tego można oszacować ograniczenie na jasność generowaną przez akrecję na < 1Lʘ, która jest znacznie mniejsza niż jasność gorącego podkarła sdOB ~ 41 Lʘ.
Satelita Swift nie wykrył w połowie 2019 roku promieniowania rentgenowskiego w tym układzie. Nie oznacza to, że w przyszłości nie uda się zaobserwować. Ogólnie promieniowanie rentgenowskie w układach kataklizmicznych jest emitowane z obszaru granicznego dysku (patrz rys. 6). Jednak ze wzrostem tempa akrecji warstwa graniczna staje się nieprzeźroczysta dla własnego promieniowania i emisja promieniowania przesuwa się z zakresu rentgenowskiego (T~100 mln K) do ultrafioletowego i ekstremalnie ultrafioletowego (T~100-300 tys. K). Takie dyski akrecyjne mniej świecą w zakresie rentgenowskim pomimo większego tempa akrecji.
Rys. 6. Ilustracja obszaru granicznego dysku (ang. boundary layer) przy powierzchni białego karła (WD) w układach kataklizmicznych w zależności od tempa akrecji materii. Po lewej: duże tempo akrecji (dużo większe od Ṁ >> 1016 g/s ~ 1016/2x1030*31,5x106 Mʘ/rok ~ 10-7 Mʘ/rok) - prawie całe promieniowanie z obszaru granicznego jest emitowane w zakresie ultrafioletowym. Po prawej: małe tempo akrecji (Ṁ<1016 g/s) - prawie całe promieniowanie z obszaru granicznego jest emitowane w zakresie rentgenowskim. Obszar kropkowany jest przeźroczysty i emituje promieniowanie rentgenowskie (mechanizm przejść swobodno-swobodnych, czyli bremsstrahlung, T~108K). Obszar cieniowany jest nieprzeźroczysty i emituje promieniowanie UV (ciało doskonale czarne T~100-300 tys. K). Materiał źródłowy [5]
Zmierzone i wyliczone parametry układu MGAB-V249 są pokazane w tabeli 1. Zostały one wyznaczone z jednoczesnego dopasowania 5 krzywych blasku uzyskanych za pomocą 10,4 m teleskopu GTC z kamerą HiPERCAM.
Układ podwójny MGAB-V249 składa się z małomasywnego gorącego podkarła sdOB (RsdOB~86 tys. km, masa MsdOB~0,34Mʘ) i typowego towarzysza będącego białym karłem o masie MWD~0,55Mʘ (stosunek masy q = MsdOB/MWD = 0,6). Nachylenie płaszczyzny orbity do obserwatora wynosi ~86°.
Ale masa gorącego podkarła jest znacznie niższa niż „kanoniczne” ~0,48Mʘ (masa jądra ze zdegenerowanym helem, przy której następuje rozbłysk helowy). Generalnie gorące podkarły O/B są gwiazdami typów widmowych O lub B, ale mniej jasne niż gwiazdy ciągu głównego takich samych typów widmowych. Uważa się, że większość z nich są to kompaktowe gwiazdy (tutaj RsdOB~86 tys. km) o masach zbliżonych do 0,5 Mʘ, które spalają hel, ale zawierają cienkie otoczki wodorowe.
Promień podkarła w układzie MGAB-V249 jest typowy dla gwiazd sdOB. W oparciu o parametry układu wyznaczono rzut prędkości rotacji gorącego podkarła na kierunek do obserwatora i uzyskano vrot sin(i) = 227±10 km/s przy założeniu synchronizacji rotacji podkarła z okresem orbitalnym. Natomiast zmierzony poprzez dopasowanie profili linii widmowych podkarła rzut prędkości rotacji vrot sin(i) = 238±15 km/s jest zgodny z uzyskanym przy założeniu synchronizacji ruchu orbitalnego i rotacji.
Wyznaczona przez satelitę GAIA jasność obserwowana układu podwójnego MGAB-V249 w filtrze zielonym „g” wynosi mg = 15,33 mag, a odległość 1,2 kpc (paralaksa 0,8329 mas). Po uwzględnieniu ekstynkcji międzygwiazdowej +0,63 mag jego jasność absolutna wynosi Mg = 4,3 mag i jest typowa gorących podkarłów. Oszacowana dzielność promieniowania L ~ 41 Lʘ.
Tabela 1. Przegląd parametrów układu MGAB-V249 (ZTF J2130+4420).
4. Ewolucja układu
T. Kupfler ze współpracownikami wykonał za pomocą oprogramowania MESA modelowanie ewolucji układu podwójnego MGAB-V249. Z tej analizy wynika, że gorący podkarzeł sdOB uformował się podczas fazy wspólnej otoczki, gdy gwiazda o masie 2,5-2,8 Mʘ straciła swoją otoczkę w obszarze przerwy Hertzprunga na diagramie HR, gdy w szybkim tempie zaczęła puchnąć.
Gwiazdy o masie 2,5-2,8 Mʘ spędzają na ciągu głównym 400-500 mln lat. W tej fazie ewolucji mają jądro konwekcyjne, które początkowo obejmuje 0,5 Mʘ, a potem zmniejsza się do 0,2 Mʘ przy końcu spalania wodoru w jądrze. Podczas ewolucji w stronę gałęzi czerwonych olbrzymów na diagramie HR jądro gwiazd osiąga wystarczającą temperaturę, by rozpocząć spokojne spalanie helu przy masie jądra mniejszej od ~0,48 Mʘ (przy takiej masie następuje rozbłysk zdegenerowanego jądra helowego). Gdy w toku symulacji nastąpiło zapalenie się helu w jądrze „odrzucano” zewnętrzną część gwiazdy pozostawiając nad jądrem tylko ~0,01 Mʘ otoczki helowo-wodorowej. Wtedy gwiazda rozpoczyna dalszą ewolucją by stać się gorącym podkarłem spalającym hel. Lewy panel na rys. 7 przedstawia ścieżki ewolucyjne dla tak wybranych modeli gorących podkarłów, w których zmienia się zarówno masa jądra helowego jak i otoczki. Są to modele podkarłów o względnie małych masach i jasnościach, w których spalanie helu w jądrze trwa około ~500 milionów lat. Na rys. 7 odpowiada to fragmentowi ścieżki ewolucyjnej z niższą temperaturą (Teff< 30 tys. K). Gdy skończy się hel w jądrze model sdOB ewoluuje w stronę wyższych temperatur w skali czasowej ~10 mln lat. Jądro węglowo-azotowe się kurczy, a warstwa wodoru zaczyna się spalać w otoczce – rozdymając gwiazdę i generując gorętsze maksimum w ścieżce ewolucyjnej pokazanej na rys. 7. Autorzy publikacji [1] preferują modele gorącego podkarła (patrz lewy panel na rys. 7) o masie nieco większej niż 0,33 Mʘ, by osiągnąć wystarczająco wysoką temperaturę, która jest zgodna z obserwacjami i względnie grubą otoczkę helowo-wodorową – by osiągnąć promień zgodny ze zmierzonym przyspieszeniem grawitacyjnym na powierzchni sdBO (parametr log(g)).
Dla układu podwójnego MGAB-V249 zostały przeliczone cztery warianty ścieżek ewolucyjnych w zależności od masy jądra podkarła (0,33/0,35 Mʘ) i jego otoczki (0,005/0,01 Mʘ) przy założeniu stałej masy białego karła = 0,55 Mʘ. Oszacowano, że układ zakończył fazę wymiany masy we wspólnej otoczce z okresem orbitalnym około 148 minut na początku spalania helu, aby dopasować współczesne parametry układu takie jak okres orbitalny, temperaturę, przyspieszenia grawitacyjne na powierzchni i masy składników. Prawy panel na rys. 7 przedstawia porównanie ścieżki ewolucyjnej gorącego podkarła (masa jądra 0,35Mʘ / otoczki 0,01Mʘ)w układzie podwójnym i jako pojedyncza gwiazda. Na tym rysunku na szaro zacieniono obszar, gdzie obowiązuje ograniczenie na wielkość promienia gorącego podkarła odpowiadająca powierzchni Roche’a (RRL). Promień gorącego podkarła nie może przekroczyć tej wartości. W tym modelu separacja pomiędzy składnikami zmieniała się w wyniku wypromieniowania fal grawitacyjnych i zgodnie z zasadą zachowania momentu pędu (transfer masy z donora sdOB na towarzysza).
W modelu ewolucji układu podwójnego MGAB-V249 zacieśnianie się orbity następuje w wyniku wypromieniowania fal grawitacyjnych podczas spalania helu w jądrze, ale to nie wystarczy do doprowadzenia na tym etapie do kontaktu gwiazdy z białym karłem. Zamiast tego jądro gorącego podkarła kurczy się w miarę jak hel wyczerpuje się. Doprowadza to do rozpoczęcia spalania resztek wodoru w otoczce i wzrostu rozmiarów gorącego podkarła aż do wypełnienia swojej powierzchni Roche’a przy okresie orbitalnym 40,5 minuty. Zmiany w otoczce wywołują transfer masy z tempem Ṁ~10-9 Mʘ/rok trwający przez około 1 milion lat w miarę jak podkarzeł kontynuuje ewolucję ku coraz wyższym temperaturom. Akrecja na białego karła w takim tempie doprowadza do wybuchu klasycznej nowej, czyli niestabilnego zapłonu wodoru gdy na powierzchni białego karła zgromadzi się 10-4Mʘ zdegenerowanej materii. Przy tym tempie akrecji średnio co 100 tys. lat powinny powtarzać się wybuchy - razem około 10 wybuchów klasycznej nowej. W fazie transferu masy donor utraci zaledwie ~10-3 Mʘ. Więc nie ma to istotnego wpływu na ewolucję orbity tego układu.
Zgodnie z przedstawioną symulacją gorący podkarzeł w układzie MGAB-V249 znajduje się obecnie w końcowej fazie spalania wodoru w otoczce (obecna pozycja - patrz czarny krzyżyk na rys. 7 – prawy panel). Po około 1 milionie lat transfer masy z gorącego podkarła ustanie i sdOB zacznie się kurczyć by stać się białym karłem.
Rys. 7. Lewy panel: ścieżki ewolucyjne na diagramie: przyspieszenie powierzchniowe (log(g)) versus temperatura efektywna (Teff) dla dwóch modeli gorących podkarłów o różnych masach jąder helowych bez oddziaływania w układzie podwójnym. Czarny krzyż odpowiada obserwacyjnym ograniczeniom z tabeli 1. Ścieżki ewolucyjne rozpoczynają się w dolnym prawym rogu rysunku i ewoluują w stronę wyższych temperatur, gdy stopniowo w jądrze wyczerpuje się hel. Prawy panel: Ścieżka ewolucyjna układu podwójnego dla najbardziej masywnego gorącego podkarła spośród analizowanych modeli. Obszar oznaczony na szaro prezentuje maksymalny promień R, który może osiągnąć podkarzeł przed przekroczeniem promienia Roche’a RRL (zmniejsza się on ze względu na wypromieniowanie fal grawitacyjnych). Etykiety wzdłuż ścieżki ewolucyjnej przy czarnych punktach oznaczają wiek w milionach lat względem współczesności. Materiał źródłowy [1].
W symulacji została pominięta faza spalania helu w otoczce. Ta warstwa zawiera istotną masę gwiazdy (~0,15 Mʘ), która może doprowadzić do wybuchu termojądrowej supernowej za około 17 mln lat, gdy ciągła emisja fal grawitacyjnych ponownie doprowadzi do kontaktu w tym układzie dwóch białych karłów. Jest możliwy wariant supernowej typu Ia w wyniku podwójnej detonacji, gdy całkowita masa układu jest poniżej masy Chandrasekhara (tutaj ~0,87 Mʘ vs MCH~1,41 Mʘ). W tym modelu biały karzeł węglowo-tlenowy (CO) o masie mniejszej niż chandrasekharowska akumuluje znaczną warstwę helu w wyniku akrecji. Wybuch jest inicjowany przez detonację w dolnej części warstwy helowej. Jedna detonacja rozchodzi się na zewnątrz przez warstwę helową podczas, gdy druga fala ciśnienia rozchodzi się do środka jądra węglowo-tlenowego co prowadzi do zapalenia się węgla. Minimalna masa białego karła w tym modelu by zaszła podwójna detonacja wynosi ~0,8 Mʘ.
Jeżeli nie dojdzie do eksplozji supernowej, to dwa białe karły połączą się i powstanie gwiazda węglowa typu R Coronae Borealis o masie 0,8-0,9 Mʘ (najbardziej typowa masa tych gwiazd).
Teoretycznie jest też możliwość zapobieżenia połączeniu się dwóch białych karłów. Okres orbitalny rozdzielonego układu dwóch białych karłów stopniowo będzie się skracał aż osiągnięcia minimum 2-3 minut. Wtedy mniej masywny (i większy) biały karzeł wypełni swoją powierzchnię Roche’a i rozpocznie transfer masy na towarzysza. Stabilność transferu masy podczas tego etapu decyduje o tym, czy układ się połączy, czy też powstanie stabilny układ białych karłów typu AM CVn. Aby zapobiec połączeniu się dwóch białych karłów i umożliwić powstanie stabilnego układu typu AM CVn, układ podwójny MGAB-V249 wymaga, mówiąc w slangu naukowym, bardzo silnego sprzężenia dysypacyjnego akretora z ruchem orbitalny. Chodzi o to, by "coś" (np. pole magnetyczne / siły pływowe / ?) doprowadziło do synchronizacji rotacji i ruchu orbitalnego w skali czasowej krótszej od 0,1 roku. Jeżeli układ przetrwa, to wkrótce po rozpoczęciu transferu masy jego okres orbitalny zaczynie się wydłużać i powstanie stabilny pół-rozdzielony układ podwójny typu AN CVn z transferem masy z większego, ale mniej masywnego białego karła. Znane obiekty tego typu mają okresy orbitalne od 17 do 65 minut.
5. Podsumowanie informacji o MGAB-V249 (ZTF J2130+4420)
Ogólne informacje o układzie :
Gorący podkarzeł sdOB:
Biały karzeł:
Dysk akrecyjny:
Historia ewolucji układu MGAB-V249 w-g [1]:
Statystycznie w ciągu najbliższych 100 tys. lat nastąpi wybuch klasycznej gwiazdy nowej w układzie MGAB-V249. Wtedy obiekt może pojaśnieć przynajmniej do 7 wielkości gwiazdowej – a może nawet zerowej (typowe amplitudy wybuchów ~8-15 mag, obecna obserwowana jasność układu ~15 mag).
Materiały źródłowe:
[1] T. Kupfer i inni (2020), Ap. J. 891, p.45 - „The First Ultracompact Roche Lobe–Filling Hot Subdwarf Binary” - https://iopscience.iop.org/article/10.3847/1538-4357/ab72ff
[2] Darmowa wersja [1] w archiwum preprintów naukowych - https://arxiv.org/pdf/2002.01485.pdf
[3] Wątek na forum astronomicznym Astropolis pt. „MGAB-V249 - nowy rodzaj gwiazd zmiennych!” - https://astropolis.pl/topic/70367-mgab-v249-nowy-rodzaj-gwiazd-zmiennych/
[4] Układ podwójny MGAB-V249 (ZTF J2130+4420) w bazie VSX - https://www.aavso.org/vsx/index.php?view=detail.top&oid=689728
[5] Patterson & Raymond (1985), Ap. J. 292, p.535-549 - „X-ray emission from cataclysmic variables with accretion disks. I. Hard X-rays” - https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/1985ApJ...292..535P
(*)
Sam temat odkrycia tak niezwykłego układu podwójnego jest fascynujący. Natomiast chciałbym zwrócić uwagę na jeszcze jedną niezwykłą okoliczność z tym związaną, która jest pokazana na rys. 8. Wśród współautorów tej pionierskiej publikacji jeden Polak. Nie jest to nic nadzwyczajnego, ponieważ dość często polscy astronomowie są wśród autorów/współautorów ważnych publikacji. Niezwykłe jest to, że ten Polak – Gabriel Murawski nie jest zawodowym astronomem, ale miłośnikiem astronomii studiującym na jednej z uczelni kierunek zupełnie nie związany z astronomią. W szczególności ramach hobby odkrywa gwiazdy zmienne i Polsce ma największą liczbę takich odkryć w bazie gwiazd zmiennych VSX (Variable Star Index) AAVSO. Działa bardzo aktywnie na niwie odkrywania egzoplanet w ramach TESS Follow-Up Program (ostatnio na początku maja 2020 r. współodkrywca dwóch egzoplanet TOI-1726 b, c→ arXiv: 2005.00047). Jest również jednym ze współautorów podręcznika na temat zgłaszania nowych obiektów do bazy VSX.
Gabriel Murawski odkrył zmienność tego układu w ogólnie dostępnej fotometrii przeglądu nieba ZTF niezależnie od T. Kupfler’a w maju 2019 r., rejestrując w bazie VSX ten obiekt jako MGAB-V249 (patrz [4]). Potwierdził ten okres również bazując na dodatkowych obserwacjach wykonanych podczas 3,5 godzinnej sesji obserwacyjnej przy końcu czerwca 2019 r. Materiał fotometryczny do publikacji [1]/[2] był zbierany od maja do lipca 2019 r., a spektroskopia - od stycznia do czerwca 2019 r. na największych teleskopach takich jak 10 m Keck; 200” Mt Palomar; 4,2 m WHT; 10,4 m GTC. Na rys. 1, który jest zrzutem ekranowym z kopii roboczej publikacji z arXiv [2] w dolnej części nie zgadzają daty. W oryginalnej publikacji w Ap.J. jest
„Received 2020 January 15, Accepted 2020 February 3”.
Artykuł został opublikowany w Ap. J. w dn. 3 marca 2020 r.
Okoliczności w jakich stał się współautorem publikacji [1] Gabriel Murawski opisuje w [3].
Rys. 8. Lista autorów artykułu o odkryciu unikalnego układu podwójnego MGAB-V249 (ZTF J2130+4420) w prestiżowym Ap. J. Wśród współautorów jeden z Polski - miłośnik astronomii Gabriel Murawski. Materiał źródłowy [2].
EE Cephei (BD +55 2693) jest przedstawicielem rzadkiej klasy układów zaćmieniowych, w których zaćmienia główne wywołuje ciemny dysk pyłowy. Prekursorem tych obiektów jest ε Aurigae o ekstremalnie długim okresie aż 27,1 lat. Ostatnie zaćmienie ε Aur rozpoczęło się w 2009 roku i trwało około 2 lata. Przez długi czas ε Aur i EE Cep były jedynymi przedstawicielami, ale obecnie jest znanych kilkanaście takich obiektów o okresach orbitalnych od dni do dziesięcioleci. Do tej pory większość z nich miała słabe pokrycie obserwacyjne. Spośród tych układów podwójnych EE Cephei wraz z ε Aurigae i TYC 2505-672-1 stanowią obiekty o względnie długich okresach orbitalnych odpowiednio 5,6 / 27,1 / 69,1 lat.
W dalszej części tego materiału zapoznamy się z prawdziwym „kameleonem” wśród układów podwójnych, czyli EE Cephei, którego krzywe blasku podczas zaćmień nie są do przewidzenia.
Na razie ...
Rys. 1. Krzywe blasku zaćmień układu EE Cep do 2014 roku w filtrach U, B, V, R, I oraz wskaźniki barwy B-V, B-I. Materiał źródłowy [1].
1. Historia obserwacji dotychczasowych zaćmień EE Cephei
Krzywe blasku dotychczas zaobserwowanych zaćmień EE Cep przedstawia rys. 1 z wyjątkiem najnowszego zaćmienia w 2020r., które zostanie omówione w paragrafie 3.
Historia obserwacji fotometrycznych obejmuje aktualnie trzynaście zaćmień od pierwszego odkrytego przez Romano w 1952 roku (epoka E=0) do ostatniego w 2020r. (E=12). Każda krzywa blasku zaćmienia EE Cep wygląda inaczej. Na razie nie udaje się przewidzieć jak będą wyglądały kolejne zaćmienia w tym układzie podwójnym. Od zaćmienia do zaćmienia zmienia się zarówno głębokość, kształt jak i czas trwania. Dlatego nawet mówi się o EE Cephei jako o „kameleonie” wśród układów zaćmieniowych.
We wszystkich zaobserwowanych do tej pory krzywych blasku można wyróżnić pewne wspólne cechy. Mianowicie wszystkie zaćmienia EE Cep są prawie szare i asymetryczne, a opadająca część krzywej blasku zawsze trwa dłużej niż podnosząca się.
Głębokość zaćmień EE Cep zmienia się w dość szerokim zakresie od ~0,5 (w 2009r.) do ~2,0 mag (w 1958r.), a czas trwania - od 1 miesiąca w 1992 roku w czasie najkrótszego zaćmienia do ponad 2 miesięcy w 1969 roku (najdłuższe zaćmienie).
Na rys. 2 (górny panel) pokazano cztery reprezentatywne krzywe blasku zaćmień EE Cep. Płytkie zaćmienia o amplitudzie zaledwie ~0,5-0,6 mag zaobserwowano w 2008/9r. (E=10) i 1969r. (E=3), a głębokie o amplitudzie ~1,5-2 mag - w 1975 r. (E=4) i 1997r. (E=8)
Rys. 2. Cztery reprezentatywne krzywe blasku zaćmień EE Cep wybrane w [3] ze względu na jakość materiału i pokrycie obserwacjami: dwa głębokie zaćmienia (E=4 i 8) oraz płytkie (E=3 i 10). W dolnym panelu pokazano amplitudy zmian jasności podczas zaćmień. Materiał źródłowy [3].
To, że zaćmienia są „prawie” szare oznacza podobny kształt krzywych blasku w różnych filtrach fotometrycznych. Podczas zaćmień obserwuje się tylko niewielkie zmiany koloru. Na przykład wskaźnik barwy B-V się zwiększa o ~0,1 mag podczas największego spadku jasności, czyli światło gwiazdy nieco „czerwienieje”. W [3] na rys. 4 jest pokazana krzywa blasku EE Cep z zaćmienia w 2014 (E=11) w filtrach fotometrycznych U, B, V, R, I. Podczas tego zaćmienia wskaźnik barwy B-V zmalał od ~0,3 mag przed zaćmieniem do ~0,45 mag w fazie najgłębszego spadku jasności i następnie wrócił do początkowej wartości.
Zaćmienia EE Cep w fotometrii średnio-pasmowej trwa 1-2 miesiące. Natomiast widać je nawet do ~3,5 miesiąca w profilach linii widmowych pokazanych na rys. 3 (tzw. zaćmienia atmosferyczne). Mianowicie podczas zaćmień pojawia się dodatkowy składnik absorpcyjny na niebieskich skrzydłach profilu linii widmowej Hα i dubletu sodowego Na I. Na przykład widać go wyraźnie w profilach dubletu sodowego Na I (linia w kolorze niebieskim) około fazy -0,05 (~3 miesiące przed środkiem zaćmienia odpowiadającemu fazie=0) podczas zaćmienia w 2014r. (E=11). Dla Hα pojawia się około fazy -0,02 (~miesiąc przed środkiem zaćmienia) podczas tego samego zaćmienia w 2014r. (E=11) i jest wyraźnie widoczna absorpcja w profilu (linia w kolorze niebieskim) około fazy -0,01.
Kolejną ciekawostką jest to, że te dodatkowe składniki absorpcyjne pojawiają się również w liniach serii Balmera Hα, Hβ i dublecie sodowym Na I również około fazy orbitalnej 0,24 (np. 25 grudnia 2015r.), gdy zaobserwowano pojaśnienie w podczerwonym filtrze I (patrz również rys. 12).
Rys. 3. Zmiany profili linii widmowych linii sodu Na I (u góry), Hα (w środku) oraz krzywe blasku w filtrze B (na dole) podczas i w pobliżu zaćmień dla epok E=9, 10 i 11. Materiał źródłowy [3].
2. Model układu EE Cephei
Obserwowany kształt krzywej blasku podczas zaćmień EE Cep oraz zmiany głębokości zaćmień próbowano wyjaśnić się na kilka kilka sposobów. W szczególności w 1975r. Meinunger zaproponował model układu podwójnego, w którym podczas zaćmienia głównego gorąca gwiazda typu widmowego B jest zakrywana przez czerwonego olbrzyma. Pulsacje czerwonego olbrzyma typu widmowego M mogą powodować zmiany głębokości zaćmień, a rozległa atmosfera czerwonego olbrzyma – skrzydła zaćmień atmosferycznych. Jednak nie potwierdziła tego fotometria wielobarwna zaćmienia w 1996 roku wykonana przez toruńskich astronomów M. Mikołajewskiego i D. Graczyka. Zaobserwowano minimalne zmiany barwy w filtrach R i I. Gdy gwiazd typu widmowego B chowa się za czerwonego olbrzyma typu widmowego M to również np. wskaźnik barwy B-V powinien się zwiększyć nawet do +1,2 / +1,5 magnitudo (← wskaźnik barwy B-V pulsującej Miry Ceti). Tymczasem podczas zaćmień EE Cep wskaźnik B-V waha się w niewielkim zakresie ~0,3-0,45 mag. (patrz krzywa blasku na rys. 4 w [3] podczas zaćmienia w 2014r.).
Dlatego w 1999 r. zaproponowali oni model, w którym główny składnik układu podwójnego - gorąca gwiazda typu widmowego B5e (B5 z liniami emisyjnymi „e”) jest zaćmiewana przez niewidocznego ciemnego towarzysza, którym najprawdopodobniej jest pyłowy dysk otaczający obiekt centralny o małej jasności. Przesłanianie gwiazdy przez nieprzeźroczyste wnętrze dysku może wyjaśnić głęboką centralną część zaćmienia. Natomiast półprzeźroczyste zewnętrzne obszary dysku są odpowiedzialne za obserwowane „skrzydła” zaćmień podobne do skrzydeł podczas atmosferycznych zaćmień w układach podwójnych typu ζ Aurigae. Rzut nachylonego dysku na sferę niebieską daje podłużny kształt zasłaniającego obiektu, który jest nachylony względem kierunku ruchu podczas większości zaćmień. Krzywe blasku podczas zaćmień nie mają symetrycznego kształtu, ponieważ zaćmienia nie są centralne. „Niecentralność” zaćmień określa się ilościowo za pomocą parametru zderzeniowego „D”, który w takim przypadku jest większy od zera (patrz wizualizacja parametru „D” np. rys.8). Ten model został rozpracowany analitycznie przez C. Gałana w 2012 r. (patrz [4]).
Rys. 4. Schematyczne przedstawienie geometrii zaćmień w układzie EE Cep. Wewnętrzny nieprzeźroczysty i zewnętrzny półprzeźroczysty obszar dysku są rozdzielone. Po lewej stronie pokazano charakterystyczne wzajemne położenia dysku oraz gwiazdy i odpowiadające im momenty kontaktów (1a, 1, 2, 3, 4, 4a) w krzywej blasku po prawej. Jest to bardzo uproszczony model ignorujący np. niejednorodności powierzchni gwiazdy lub rzeczywistą wielkość dysku. Materiał źródłowy [4].
C. Gałan wyjaśnił następująco zmiany kształtu krzywej blasku podczas zaćmień EE Cep w swojej pracy doktorskiej z 2009 roku:
„... zauważymy, że wszystkie zaćmienia posiadają wspólne cechy. Jedną z nich jest obecność w krzywych blasku zaćmień szerokich skrzydeł, drugą zaś jest asymetria zaćmień, która jest obecna zawsze i w ogólności objawia się poprzez wolniejsze zmiany, a więc i dłuższy czas trwania opadającej części zaćmienia niż części wznoszącej. W krzywych blasku poszczególnych zaćmień można by się dopatrywać występowania takich samych charakterystycznych momentów. Momenty te (oznaczone 1a, 1, 2, 3, 4, 4a) są zobrazowane na schematycznej krzywej blasku na dole rysunku, który w swej górnej części ukazuje zmiany wzajemnej konfiguracji dysku i gwiazdy w trakcie zaćmienia odpowiadające za poszczególne momenty kontaktów. Zaćmiewający dysk jest półprzeźroczysty w zewnętrznych obszarach, które są odpowiedzialne za obecność skrzydeł zaćmień (zaczynających się i kończących w punktach 1a i 4a odpowiednio), które nazwijmy „atmosferycznymi”. Część wewnętrzna dysku jest nieprzezroczysta, więc ona jest odpowiedzialna za fazy szybkich zmian blasku i fazę pseudo płaskiego dna (zmiany pomiędzy momentami 1 i 4, odpowiadającymi momentom zewnętrznych kontaktów w klasycznych układach zaćmieniowych typu algola)”.
Rys. 5. Numeryczne modele układu EE Cep wyjaśniające głębokość zaćmień precesją dysku (czerwone ciągłe i czarne przerywane linie). Faktyczne głębokości zaobserwowanych zaćmień w magnitudo określa wielkość amplitudy fotometrycznej oznaczonej niebieskimi kołami dla epok 0-10. Te modele nie przewidziały poprawnie głębokości ostatnich dwóch zaćmień w 2014 i 2020r. (epoki E=11 i 12), które były znacznie płytsze ~0,7/0,6 mag. (filtr V) niż oczekiwane ~2 mag. Materiał źródłowy [4].
W 2012r. C. Gałan ze współpracownikami wyjaśnili zmiany głębokości zaćmień precesją dysku i oszacowali numerycznie skalę tego zjawiska na podstawie dotychczasowych obserwacji - patrz rys. 5. Na tym rysunku oznaczono niebieskimi kołami obserwacje fotometryczne uzyskane podczas dotychczasowych zaćmień dla epok 0-10. Linie czerwone ciągłe i czarne przerywane reprezentują dwa modele symulacji numerycznych dotyczące zmian głębokości zaćmień w zależności od fazy orbitalnej odpowiednio dla okresów precesji wynoszących odpowiednio 10,8 i 11,8 krotności okresów orbitalnych, czyli ~60,5 / ~66,1 lat. W dolnej części rysunku pokazano przestrzenne rozmieszczenie dysku i gwiazdy dla czterech konkretnych sytuacji oznaczonych literami a, b, c, d. Te modele jednak nie przewidziały poprawnie głębokości ostatnich dwóch zaćmień w 2014 i 2020r.
(epoki E=11 i 12), które były znacznie płytsze ~0,7/0,6 mag. - zamiast oczekiwanych ~2 mag.
Rys. 6. Profile linii widmowych wodoru H10 i H11 z 11 sierpnia 2003r. posłużyły do wyznaczenia parametrów fizycznych gwiazdy Be. Najlepsze dopasowanie profili syntetycznych uzyskano dla Teff = 15000 K, przyspieszenia na powierzchni log(g)=3,5 (→olbrzym→klasa jasności III), metaliczności [Fe/H] = 0 i rotacji v*sin(i)=350 km/sek (ciągła czerwona linia). Teoretyczne profile dla prędkości rotacji rzutowanej na kierunek widzenia v*sin(i) =300/400 km/sek przedstawiono odpowiednio linią kreskowaną / kreskowano-kropkowaną. Materiał źródłowy [4]
Parametry fizyczne układu podwójnego EE Cep można podsumować następująco (patrz [4]):
1. Składniki poruszają się po orbitach okresie ~5,6 lat (~2050 dni); do tej pory przyjmowano założenie o kołowym kształcie orbit; jednak znaczną ekscentryczność orbit mogą sugerować pojaśnienia w podczerwonym filtrze I powtarzające się podczas zaćmień około fazy orbitalnej 0,2 (patrz rys. 12); są to pojaśnienia rzędu kilku setnych magnitudo, które mogą być spowodowane efektem znacznego zbliżenia do siebie składników, gdy mijają się w peryastronie.
2. Gwiazda Be (typ widmowy∼B z liniami emisyjnymi „e”):
3. Ciemny pyłowy dysk według [4] o dość arbitralnie przyjętej wysokości ~0,6 Rʘ i średnicy ≤ ~150 Rʘ Natomiast nowsze analizy w [3] sugerują, że średnica dysku może być nieco większa (≤ ~370 Rʘ). Wynika to z faktu, iż dysk przesłania gwiazdę Be o promieniu ~9 Rʘ nawet do 3 miesięcy od środka zaćmienia (ślady w liniach widmowych), a składniki w tym układzie podwójnym są odległe od siebie o ~1360 Rʘ zgodnie z prawem Keplera. Jednak te szacunki pomijają fakt, że zaćmienia mogą być niecentralne (→ parametr zderzeniowy D > 0), płaszczyzna orbity układu może być nachylona do obserwatora, a orbity - eliptyczne.
4. EE Cep znajduje się w odległości 1990 ±130 parseków; odległość wyznaczona na podstawie paralaksy (0,503 ±0,032 mas; 1 mas → 1/1000”) uzyskanej przez satelitę GAIA.
Rys. 7. Różne głębokości i kształty krzywej blasku EE Cep można też wyjaśnić precesją szybko rotującej gwiazdy Be (w tym prostym modelu położenie dysku nie zmienia się – parametr zderzeniowy D > 0 → zaćmienia nie są centralne). Materiał źródłowy [3].
W najnowszej publikacji [3] D. Pieńkowski ze współpracownikami zaproponowali również model precesji gwiazdy Be zamiast dysku. W tym przypadku zmiany głębokości zaćmień byłyby spowodowane przez zaćmienia gorących plam przy biegunach jak schematycznie pokazano na rys. 7. Rozróżniono tutaj cztery następujące położenia przestrzenne, gdy nie zmienia położenie dysku, ale nachylenie gwiazdy „φ” :
Ten model wymaga dalszych analiz ilościowych. Być może w połączeniu z modelem precesji dysku pyłowego pozwoli wyjaśnić tajemnicę nieregularnych kształtów zaćmień. Dodatkowo w modelowaniu tego układu należałby rozważyć możliwość, że orbity nie są kołowe. Wymaga to jednak dalszych obserwacji fotometrycznych i spektroskopowych szczególnie w okolicach fazy orbitalnej ~0,2, gdzie systematycznie obserwuje się kilkuprocentowe pojaśnienie w podczerwieni – co może sugerować mijanie się składników w peryastronie (patrz rys. 12).
Rys. 8. Krzywe blasku zaćmienia EE Cep od 17 lutego do 2 maja 2020r. w filtrach lustrzankowych (TG, TB, TR) i astronomicznych (Johnson-V, Johnson-B, Cousins-R, I) wygenerowane za pomocą LCG AAVSO. Na rysunku zamiast pojedynczych obserwacji w filtrze zielonym TG są prezentowane średnie dzienne z tych obserwacji jako czarne koła połączone czarnymi liniami. Podano również nazwiska obserwatorów, liczbę obserwacji i rodzaj filtrów użytych przez obserwatorów.
3. Przebieg zaćmienia EE Cephei w 2020r.
Zgodnie z informacją podaną w [1] i [2] zaćmienie powinno rozpocząć się około 7 marca (JD=2458916,4) i trwać do ~21 kwietnia 2020r. (JD=2458960,5). Środek zaćmienia był prognozowany na ~3 kwietnia 2020r. (JD=2458943,19). Jednak EE Cep jak zwykle zaskoczyła obserwatorów, ponieważ zaćmienie rozpoczęło się ~10 dni przed terminem – ledwo zdążyła pojawić się informacja na portalu AAVSO w dn. 24 lutego 2020r., a już z 25 lutego zaobserwowano spadek jasności ~0,05 mag (patrz czerwona strzałka na rys. 8: ~10,85 → ~10,90 mag w filtrze V). Podczas tego zaćmienia jasność układu zmieniała się w następujących „falach” (filtr V):
Układ EE Cep osiągnął najmniejszą jasność na koniec IV fali w dniu 22 marca (~11,4 mag w filtrze V), czyli kilkanaście dni przed środkiem zaćmienia (ang. mid-eclipse) prognozowanym na ~3 kwietnia 2020r. Natomiast około 3 kwietnia nastąpił koniec V fali w krzywej blasku pokazanej na rys. 8. Te fale w krzywej blasku można próbować interpretować efektem przesłaniania gwiazdy Be przez kilka (pięć?) pierścieni pyłowych o różnej gęstości. Na gałęzi wznoszącej krzywej blasku po 3 kwietnia wystąpiła tylko jedna VI fala wznosząca się (można by się doszukiwać około 17 kwietnia jeszcze jednego lokalnego minimum 0,02-0,03 mag ? VII fala? - porównaj rys. 9).
Odnośnie rys. 8 przedstawiłem moje luźne dywagacje na temat surowego materiału fotometrycznego z zaćmienia EE Cep 2020r. tylko z bazy AAVSO, gdzie raportowałem obserwacje lustrzankowe TB, TG i TR. Oprócz mnie obserwacje lustrzankowe raportował jeszcze Bernhard Wenzel (tylko TG). Większość obserwatorów wykonała standardową fotometrię CCD z filtrami astronomicznymi. Na rys. 8 pokazano krzywe blasku zaćmienia EE Cep w filtrach lustrzankowych (TG, TB, TR) i astronomicznych (Johnson-V, Johnson-B, Cousins-R, I). Wyjątkowo w celu porównania jasności w najdokładniejszym filtrze lustrzankowym TG z astronomicznym Johnson-V zamiast pojedynczych obserwacji w filtrze zielonym TG zaprezentowano średnie dzienne z tych obserwacji jako czarne koła połączone czarnymi liniami. Natomiast krzywe blasku z zaćmienia EE Cep ze średnimi dziennymi obserwacji we wszystkich filtrach lustrzankowych TB, TG i TR porównano wizualnie na rys. 9 z pojedynczymi surowymi obserwacjami w filtrach astronomicznych Johnson-B, Johnson-V i Cousins-R. Jak widać obserwacje dość dobrze pokrywają się. Ostatecznie całość materiału (w tym obserwacje z bazy AAVSO) będzie profesjonalnie analizowana przez zespół astronomów z UMK w Toruniu. Najcięższą pracę wykona Dariusz Kubicki.
Rys. 9. Krzywe blasku zaćmienia EE Cep od 17 lutego do 30 kwietnia 2020 r. w filtrach lustrzankowych (TG, TB, TR) i astronomicznych (Johnson-V, Johnson-B, Cousins-R) wygenerowane za pomocą LCG AAVSO. Na rysunkach zamiast pojedynczych obserwacji w filtrach TR/TG/TB są prezentowane średnie dzienne z tych obserwacji jako czarne koła połączone czarnymi liniami.
Warto wspomnieć, że pogoda sprzyjała obserwacjom, ale nie lokalizacja EE Cep na niebie. W czasie zaćmienia przez większość nocy znajdowała się ona nad północnym horyzontem na wysokości zaledwie 20-30°. Dopiero nad ranem wznosiła się na wysokość „fotometryczną” (powyżej 30 nad horyzontem). Do końca kwietnia przeprowadziłem 33 sesje obserwacyjne trwające po kilkadziesiąt minut każda, ale tylko kilka razy obserwowałem na ranem. Zdjęcia 30 sekundowe przy ISO 800 były robione lustrzanką Canon 400D (model z 2007r.) podłączoną do apochromatu o aperturze 102 mm i ogniskowej 714mm (F/7) na montażu paralaktycznym EQ3-2 z napędem z RA. Najdokładniejsze wartości uzyskałem w barwie TG (na ogół błąd ~0,01-0,03 mag), w której jest dwa razy więcej pikseli na matrycy fotograficznej niż w pozostałych barwach. W barwach TB / TR było gorzej (na ogół błąd ~0,03-0,07 mag). To było moje pierwsze doświadczenie z fotometrią lustrzankową tak słabego obiektu jednocześnie we trzech barwach TB, TG i TR. Do zwiększenia dokładności moich obserwacji DSLR tego obiektu oprócz większej apertury bardzo wskazana byłaby lepsza (=”fotometryczna”) pozycja obiektu na niebie.
Obserwacje EE Cephei z zielonych pikseli lustrzanki cyfrowej obowiązkowo przesłałem również do polskiej bazy obserwacji gwiazd zmiennych SSW-PTMA [6], a krzywą blasku przedstawia rys.10.
Rys. 10. Baza obserwacji gwiazd zmiennych SSW-PTMA: krzywa blasku zaćmienia EE Cephei w 2020r. (luty-kwiecień) w filtrze TG (standaryzowana fotometria różnicowa z zielonych pikseli wyekstrahowanych z kolorów RGB matrycy lustrzanki cyfrowej). Materiał źródłowy [6]
Zaćmienia z 2020 roku EE Cephei, czyli obiektu ASASSN-V J220922.44+554522.9 nie ma jeszcze w bazie ASAS-SN. Jak pokazano na rys.11 ostatnia obserwacja kończy się na dacie JD=2458451.709 (29 listopada 2018 r. godz.5:01 UT). Aktualnie obserwacje w bazie ASAS-SN obejmują tylko okres pomiędzy zaćmieniami w latach 2014 – 2020 (JD ~2457000 - 2458452). Dla porównania podczas zaćmienia w 2014 roku minimum jasności wystąpiło JD~2456888, a w roku 2020 - JD ~2458930.
Rys. 11. Aktualne obserwacje ASASSN-V J220922.44+554522.9, czyli EE Cep w bazie ASAS-SN nie obejmują zaćmienia i kończą na dacie JD=2458451.709 (29 listopada 2018r. godz.5:01 UTC). Materiał źródłowy [7].
4. Potrzebne dalsze obserwacje EE Cephei nawet do grudnia 2021r.
Na rys. 12 pokazano krzywe blasku w podczerwonym filtrze I (0,9μm / FWHM=0,24μm) z ostatnich zaćmień począwszy od 1996r. (epoka E=8). Po każdym z tych zaćmień około fazy orbitalnej ~0,2 obserwowano wzrost jasności. Jednak podczas kampanii obserwacyjnej w 2014r. (E=11) liczba obserwacji w podczerwieni w filtrze I okazała się zbyt mała, aby potwierdzić efekt pojaśnienia do maksymalnej amplitudy kilku setnych magnitudo około fazy ~0,2. Na szczęście dość duża liczba obserwacji fotometrycznych w paśmie I została zebrana niezależnie w bazie AAVSO. Te dane wykazywały dość duże różnice pomiędzy systemami fotometrycznymi różnych obserwatorów. Po ich uwzględnieniu w krzywej blasku w barwie I na E=11 widać wyraźne maksimum około fazy ~0,2 (żółte trójkąciki na rys. 12). Porównanie z wyjątkowo rzadkimi obserwacjami w podczerwonych filtrach fotometrycznych J (1,25μm / FWHM=0,38μm), H (1,65μm / FWHM=0,48μm), K (2,2μm / FWHM=0,70μm) sugeruje, że największą amplitudę tego pojaśnienia najprawdopodobniej obserwuje się w filtrze H.
Wzrost jasności EE Cep około fazy ~0,2 może być spowodowany efektami bliskości, gdy składniki mijają się w peryastronie. Jeżeli jest to prawda, to orbita układu EE Cep powinna być w znacznym stopniu eliptyczna. Zauważono również ciekawą korelację, że pojaśnienia około fazy ~0,2 są silniejsze po głębszych zaćmieniach – co może być dodatkowym argumentem na rzecz precesji dysku. Wzrost amplitudy pojaśnienia około fazy ~0,2 w filtrze podczerwonym „I” wskazuje na to, że ciemny składnik (dysk lub/i obiekt centralny) ma znaczny udział w całkowitym strumieniu energii emitowanym przez układ EE Cep. Chłodny składnik może być zaobserwowany na granicy czerwonej widzialnego zakresu widma i może być dominujący w bliskiej podczerwieni (filtry fotometryczne J, H, K → 1,25/1,65/2,2μm).
Dlatego zachęcam do kontynuacji obserwacji fotometrycznych DSLR/CCD układu EE Cephei aż do grudnia 2021 roku, ponieważ od 1996 roku systematycznie około fazy orbitalnej ~0,2 obserwuje się niewytłumaczalne pojaśnienie układu w podczerwieni w filtrze „I” rzędu ~0,05 mag (patrz rys. 12). Faza orbitalna ~0,2 w układzie EE Cep nastąpi około 20 maja 2021r.
Rys. 12. Różnicowe wielkości gwiazdowe EE Cep w filtrze podczerwonym I w fazach zbliżonych do zaćmień oraz podczas samych zaćmień dla epok nr 8, 9, 10 i 11. Jako zero przyjęto średnią jasność w fazach orbitalnych od 0,4 do 0,8. Żółte trójkąty przedstawiają obserwacje w barwie I z bazy AAVSO poprawione o różnice pomiędzy systemami fotometrycznymi różnych obserwatorów. Materiał źródłowy [3]
W szczególności zainteresowani fotometrią lustrzankową (DSLR) mogą znaleźć więcej informacji i praktycznie przećwiczyć na podstawie materiałów dostępnych na portalu Proxima pod odnośnikiem [9]. W rozdziale 4 broszurki [10] jest opisany krok po kroku - algorytm obróbki zdjęć lustrzankowych za pomocą darmowego programu Iris, aby uzyskać fotometrię DSLR w barwach TR, TG i TB.
Materiały źródłowe:
[1] D. Kubicki (2020) – strona domowa międzynarodowej akcji obserwacji zaćmienia EE Cep w latach 2020-2021 – https://sites.google.com/site/eecep2020campaign
[2] Alert AAVSO nr 700 - „Alert Notice 700: EE Cep observing campaign 2020-2021” - https://www.aavso.org/aavso-alert-notice-700
[3] D. Pieńkowski i inni (2020), „International observational campaign of the 2014 eclipse of EE Cep” - https://arxiv.org/pdf/2001.05891.pdf
[4] C. Galan i inni, 2012, “International observational campaigns of the last two eclipses in EE Cep: 2003 and 2008/9" - http://arxiv.org/pdf/1205.0028v3.pdf
[5] Informacja na portalu Proxima o początkowym przebiegu zaćmienia w 2020r. w układzie EE Cep- https://proxima.org.pl/index.php/item/94-zacmienie-ee-cephei-2020-juz-jestesmy-po-minimum-jasnosci
[6] Baza danych obserwacji gwiazd zmiennych SSW-PTMA - http://sogz-ptma.urania.edu.pl/
[7] ASAS-SN Variable Stars Database - https://asas-sn.osu.edu/variables
[8] Forum dyskusyjne na portalu AAVSO na temat zaćmienia EE Cep w 2020-2021 - https://www.aavso.org/ee-cep-observing-campaign-2020-2021
[9] R. Biernikowicz (2018) „Materiały do fotometrii lustrzankowej (DSLR) w języku polskim” - http://www.proxima.org.pl/index.php/item/84-materialy-do-fotometrii-lustrzankowej-dslr-w-jezyku-polskim
[10] R. Biernikowicz (2017) „Wprowadzenie do fotometrii lustrzankowej” - http://proxima.org.pl/pliki/wprowadzenie_do_fotometrii_dslr.pdf
[11] Wątek o zaćmieniach EE Cep na Forum Astronomicznym - https://www.forumastronomiczne.pl/index.php?/topic/4930-lato-2014r-kampania-obserwacyjna-za%C4%87mienia-ee-cephei-kameleona-w%C5%9Br%C3%B3d-uk%C5%82ad%C3%B3w-za%C4%87mieniowych/
[12] Wątek o zaćmieniach EE Cep na forum Astropolis - https://astropolis.pl/topic/45713-lato-2014r-kampania-obserwacyjna-za%C4%87mienia-ee-cephei-kameleona-w%C5%9Br%C3%B3d-uk%C5%82ad%C3%B3w-za%C4%87mieniowych/