Časopis e-Perseus

V noci z 21. – 22. června 2017 pozoroval Ladislav Červinka z Mladé Boleslavi pole s proměnnou hvězdou V0413 Ser, když došlo v její blízkosti u hvězdy TYC 5112-252-1 ke zjasnění. Obrátil se na mě s dotazem, zda vzhled světelné křivky zjasnění odpovídá možné erupci. Jak můžete vidět na Obrázku 1, vzhled světelné křivky skutečně odpovídá erupci, tedy s rychlou počáteční vzestupnou fází a postupným poklesem zpět na původní úroveň jasnosti.
 
 Začal jsem se o tento objekt více zajímat a prohledal dostupnou literaturu. Dostupné informace naznačují, že by se mohlo jednat o nový zákrytový systém s erupční aktivitou.
 Hvězda TYC 5112-252-1 je vedena k seznamu VSX jako proměnná hvězda s periodou 0,976936 dne, ale bez určeného základního minima. Zároveň je vedená jako rentgenový zdroj z pozorování družice ROSAT pod označením 1RXS J 183450,3-004310, což je další důležitá informace, že se může jednat o aktivní systém. V roce 2013 byla zveřejněna práce polských astronomů M. Kiraga a K. Stepiena, kteří se zabývali ztotožněním rentgenových zdrojů z družice ROSAT s optickými protějšky z fotometrické přehlídky ASAS. Celkem se jim podařilo identifikovat 307 objektů a z jedním z nich je i TYC 5112-252-1. Pokud k těmto informacím dodáme, že barevný index B-V je 1,14 (jedná se o barevný index neopravený o mezihvězdné zčervenání) vychází nám, že by se mohlo jednat o dvojhvězdný systém, který se skládá z chladných červených trpaslíků, podobně jako například námi studovaný systém GJ 3236 Cas.
 Koronálně-chromosférická aktivita je běžná u chladných hvězd, které mají rozsáhlou konvektivní oblast pod fotosférou (Wilson 1963, Pallavicini 1981). Všudypřítomnost tohoto jevu najdeme i v teoretických úvahách, kdy konvektivní oblasti jsou posilovány rychlou rotací a tento mechanismus dynama zesiluje i slabé magnetické pole. Magnetické pole je s největší pravděpodobností generováno na rozhraní konvektivní a radiační oblasti. Pozorování i teorie ukazují, že úroveň hvězdné aktivity závisí na vnitřní struktuře hvězdy a rychlosti rotace (Durney a Latour 1978, Noyes 1984). Zejména rychle rotující chladné hvězdy vykazují vysokou úroveň aktivity díky silným magnetickým polím na povrchu. Jak ukazují pozorování chladných hvězd, přítomnost hvězdných skvrn je možné odhalit fotometrickým měřením, kdy dochází ke změnám jasnosti hvězdy vlivem rotace. Aktivní hvězdy umožňují detekci této hvězdné rotace, která je rozhodujícím parametrem pro analýzu úrovně aktivity. Je také závislá i na parametrech hvězdy, jako je hmotnost, vývojové stadium nebo chemické složení.
 V současné době nemáme ještě mnoho pozorování ani potvrzené další zjasnění, nicméně i neúplná fázová křivka vypadá zajímavě (viz Obrázek 3). Kromě pozorovaných zákrytů se zdá, že i v jiných fázích se projevují změny svítivosti. Ty by mohly být způsobeny přítomností hvězdných skvrn ve fotosféře. Navíc se zdá, že orbitální perioda by mohla být spíš dvojnásobná, tedy 1,953872 dne.
 Vzhledem k tomu, že tento objekt má nízkou deklinaci, viditelnost v našich zeměpisných šířkách je poměrně omezená, je vhodné se tomuto objektu v následujícím období věnovat co nejčastěji. Mapku s polohou hvězdy a vhodné srovnávací hvězdy najdete na Obrázku 4.