Časopis e-Perseus

Podle práce Roberta W. Slawsona a kol., březen 2011
 
 Abstrakt: Představeno je několik zákrytových dvojhvězd, v jejichž systému objevil tým kolem družice KEPLER další tranzitující / zakrývající tělesa.
 
 Abstract: We introduce 5 multistellar eclipsing systems discovered in KEPLER photometry. An aditional transits or eclipses are present in the light curves. This article is based on paper by R. W. Slawson et al., 2001, „Kepler Eclipsing Binary Stars. II. 2165 Eclipsing Binaries in the Second Data Release“.
 
 Během své mise zaměřené především na hledání tranzitujících exoplanet provádí veleúspěšná družice Kepler průlomovou činnost. S dosud nedosažitelnou přesností pozoruje dosud nejvíce najednou sledovaných hvězd a to nepřetržitě. Počet objektů, které má Kepler v hledáčku je 156 tisíc a dosahuje přitom přesnosti desetitisíciny magnitudy. Nad těmito čísly se právem nám – proměnářům točí hlava. A neuvěřitelné výsledky na sebe nenechaly dlouho čekat. Kromě tisíců kandidátů na exoplanety nalezl Kepler i tisíce zákrytových dvojhvězd a mezi nimi našel pár unikátů.
 
 KID 4150611 (M = 54961.0042 + 8.653079 * E, V = 7.89 mag)
 Jedná se o velice jasnou hvězdu spektrálního typu F a kromě toho, že se jedná o zákrytový systém jde i o pulzující hvězdu delta Scuti. Sekundární minima jsou výrazně posunuty z fáze 0,5. Jde tedy o excentrickou dvojhvězdu.
 Kromě běžných zákrytů byl ale zaznamenán jeden terciální zákryt, zcela se vymykající zbytku světelné křivky (viz obrázek 1). V průběhu jednoho cyklu (ze všech dosud zaznamenaných) byly kromě primárního a sekundárního minima zachyceny i tři dodatečné poklesy jasnosti! V ten okamžik byla dvojhvězda mimo zákryt, takže nemůže jít o jednoduchý tranzit 3. tělesa. Ten by se projevil jen 2 poklesy navíc (jak 3. těleso přejde postupně před jednou a druhou složkou zákrytové dvojhvězdy). Nejpravděpodobnější se jeví vysvětlení, že ty 3 dodatečné poklesy způsobil tranzit těsné dvojhvězdy přes 1 složku hlavní dvojhvězdy. Zůstává ovšem i možnost, že pozorujeme trojhvězdu sestávající z pulzující složky a těsné dvojhvězdy a světelná křivka je jen kontaminována dodatečně jinou zákrytovou dvojhvězdou. Ta může i nemusí být fyzikálně spojena s popsanou trojhvězdou. V prvním případě bychom byli svědky zákrytů a tranzitů pětinásobného hvězdného systému!
 
 KID 6543674 (M = 54965.3060 + 2.391047 * E, V = 13.54 mag )
 Oddělená krátkoperiodická zákrytová dvojhvězda s hlubokými poklesy. Obě složky jsou téměř identické a pozorujeme je prakticky v rovině oběhu. Tím, jak jsou obě složky blízko u sebe, jsou slapově zdeformovány (sledují vnitřní ekvipotenciální plochu), takže jsou pozorovány drobné změny jasnosti i mimo zákryty (podobně jako u hvězd typu brat Lyr).
 Zde byla pozorována jedna terciální událost na světelné křivce a to 2 poklesy vzdálené od sebe jen 1,2 dne (viz obrázek 2).
 Je snadné si představit, že tento jev způsobilo jedno těleso tranzitující před nebo za zákrytovou dvojhvězdou. Nejprve zastínilo jednu složku a poté druhou. Tuto hypotézu podporuje i O-C diagram, ve kterém je vidět vlnka LTE (Light Time Efect) způsobená obíhajícím 3. tělesem v systému. Toto je však poprvé, co máme možnost pozorovat nejen LTE v O-C diagramu, ale i přímé zákryty tělesa, které LTE způsobilo.
 
 KID 7289157 (M = 54969.9767 + 5.266273*E, V = 12.95 mag )
 V systému byly družicí Kepler pozorovány dvě terciální události vzdálené od sebe méně než 2 dny. Jeden mělký tranzit v období mimo zákryt dvojhvězdy a druhý tranzit v okamžiku primárního minima. To způsobilo prakticky dvojnásobnou amplitudu primárního minima oproti ostatním cyklům (viz obrázek 3).
 V systému je rovněž pozorováno LTE v O-C diagramu, ovšem s větší amplitudou než v předchozím případě a s velkou disproporcí mezí křivkami primárních a sekundárních minim.
 Tento systém je skutečným oříškem a nebude možné jej prozatím vysvětlit bez dalšího pozorování, konstrukce O-C diagramů a dynamické studie objektu.
 
 KID 12644769 (M = 54965.657278 + 41.078125*E, V = 11.76 mag)
 Byla pozorována jedna terciální událost v datech z prvního čtvrtletí měření Keplera (Q1) s hloubkou méně než 2% (obrázek 4). Tato hloubka je srovnatelná s hloubkou běžných sekundárních minim. Objekt je zajímavý především z toho důvodu, že podle katalogu KIC se jedná o trpasličí dvojhvězdu složenou z červených trpaslíků K až M. To by znamenalo, že se terciální tranzity vykonává malé těleso, zcela jistě sub-stellární povahy o průměru menším než 2 Rjup. Může tedy jít o hnědého trpaslíka nebo o exoplanetu obíhající po cirkumbinární orbitě.
 Velmi zajímavá bude konstrukce a analýza dlouhodobého O-C diagramu a rozbor radiálních rychlostí.
 
 KID 5897826 = KOI 126 (M = 54967.7918 + 33.779699 * E, V = 13.11 mag)
 Tento systém byl publikován samostatně v práci Carter a kol. (2011). Sestává se z dvojhvězdy tvořené červenými trpaslíky (P = 1,77 d), které ovšem nevykonávají po většinu času zákryty. Tato těsná dvojhvězda obíhá kolem primární složky (1,33 Msl.) s periodou 33,9 dne. Při každém tranzitu dvojhvězdy před primární složkou dojde ke dvěma poklesům (~ 1,5%). Tyto poklesy maji vždy jiný tvar, hloubku a délku a občas splynou v jeden hlubší pokles. To vše v závislosti na poloze složek trpasličí dvojhvězdy při tranzitu před primární složkou.
 Vlivem precese dochází periodicky ke změně sklonu orbity trpasličí dvojhvězdy do té míry, že tento samotný systém se stává zákrytovým.
 
 O-C diagramy
 Kromě uvedených zajímavých systémů eviduje tým kolem Keplera mnoho dvojhvězd s významnými změnami v O-C. Přestože družice Kepler měří s obrovskou fotometrickou přesností, potýkají se astronomové analyzující jeho data s velkým problémem týkajícím se systematických trendů v datech. Každého ¼ roku se Kepler natočí o 90° tak, aby jeho solární panely byly stále namířeny ke Slunci. To způsobuje v datech výrazné skoky a různý průběh systematických trendů. Automatické detrendování obvykle vyhladí nejen tyto umělé trendy, ale i skutečné nízkofrekvenční změny – typicky způsobené rotací hvězdy.
 Vnáší to i nejistoty do určování okamžiků minim. A teď dávejte pozor. Z dat Keplera je proto možné určovat okamžiky minima s přesností od 30s do 2 minut! Tedy 0,0003 d až 0,0014 d. Porovnejte tento údaj s přesností, kterou udávají pozorovatelé (potažmo program AVE) pro světelné křivky, které jsou ale 100x horší fotometrie...
 
 Podrobná studie O-C diagramů všech dostupných dvojhvězd ještě v tuto chvíli (březen 2011) teprve probíhá. Ovšem již nyní se ukazuje několik zajímavých případů.
 KID 5771589 a KID 7955301 vykazují vlny v O-C diagramu o amplitudě 100minut. Většina ostatních však od 20 do 40 minut. Pokud si uvědomíme, že to vše za období jen 125 dní, nezná se být možné, aby změny byly způsobeny jen kvůli LTE. Apsidální pohyb lze rovněž zcela vyloučit. Ten se projevuje na škálách desítek let. Musí zde tedy docházet k nějaké významné interakci s 3. tělesem (či tělesy) v systému.
 
 Těžko vysvětlitelný jen příklad KID 7289157, kde primární minimum nastává přesně načas podle lineární efemeridy, sekundární minima vykazují v O-C diagramu vlnu o amplitudě 10 minut!
 Podobné rozdíly mezi časováním zákrytů vykazují i KID 10319590 a KID 7868648. Zde ovšem dochází i ke změnám v O-C u časování primárních zákrytů. Sekundární minima však mají jiný průběh než primární.
 
 K vysvětlení všech těchto případů bude zapotřebí delšího sledování, fotometrického i spektroskopického a důkladnou analýzu dynamických jevů v těchto vícenásobných soustavách. Každopádně jde ale o unikátní laboratoře dynamiky systémů tří a více těles a v brzké době můžeme očekávat velice zajímavé publikace.
 
 
 Reference:
 - Robert W. Slawson et al., Submitted to the AJ, 2011, Kepler Eclipsing Binary Stars. II. 2165 Eclipsing Binaries in the Second Data Release
 - Kepler Eclipsing Binary Catalog
 - Joshua A. Carter et al., Science, Vol. 331 no. 6017 pp. 562-565 (2011), KOI-126: A Triply Eclipsing Hierarchical Triple with Two Low-Mass Stars