Ako sa rodí objav v stelárnej astrofyzike

Ladislav Hric a Rudolf Gális

V tomto článku budeme hovoriť o tom ako môžu aj amatérske pozorovania premenných hviezd prispieť k zaujímavému astrofyzikálnemu objavu. Takýto objav sa pravdaže niekedy rodí celé roky a je za ním skrytá dlhodobá systematická práca, preto sa musíme vrátiť trochu do histórie.

Pred vyše štvrťstoročím vznikla na Slovensku možnosť vydávať Astronomickú ročenku pre najširší okruh záujemcov o astronomické dianie na dennej ale aj nočnej oblohe. Jeden z autorov tohto článku (L.H.) sa vtedy podujal, že vypracuje mapky a podklady pre pozorovateľov premenných hviezd a že sa bude snažiť kontaktovať takýchto pozorovateľov hlavne preto, aby ich pozorovania nezapadli do zabudnutia, ale aby sa využili pri ďalšom výskume premenných hviezd. Po niekoľkých rokoch sa ukázalo, že na Slovensku neexistuje dostatočne silná skupina pozorovateľov premenných hviezd, preto spolu s kolegom Skopalom publikovali v roku 1989 výzvu na pozorovanie symbiotických hviezd na medzinárodnej úrovni. Našťastie symbiotické hviezdy už netreba predstavovať našim čitateľom, nakoľko v minulých číslach časopisu Kozmos ich veľmi podrobne a zaujímavo opísal kolega Skopal. Spomínaná kampaň priniesla svoje ovocie a pozorovacie dáta začali prichádzať z rôznych krajín Európy. Do kampane sa vtedy zapojil aj Ing. Z. Velič - jeden z najlepších slovenských pozorovateľov premenných hviezd. Kampaň bola pripravená do najmenších podrobností. S A. Skopalom sme pripravili pre všetky navrhované hviezdy pozorovacie mapky, porovnávacie hviezdy a ďalšie potrebné informácie pre pozorovateľov. Medzi sledovanými symbiotickými hviezdami bola aj nenápadná symbiotická hviezda YY Her, ktorá je trochu slabšia, ako širšia skupina najznámejších zástupcov tejto skupiny premenných hviezd, ktoré zaraďujeme do obecného typu kataklizmatických premenných hviezd.

YY Her patrí do skupiny klasických symbiotických hviezd so vzplanutiami podobnými nove. Ako premenná hviezda bola objavená Wolfom v roku 1919. V tridsiatich rokoch ju Plaut a Böhme klasifikovali ako nepravidelnú premennú. Až v roku 1950 ju Herbig identifikoval ako symbiotickú hviezdu na základe detailného popisu jej spektra. Naša súčasná predstava o tejto sústave je taká, že horúcou zložkou je biely trpaslík o teplote 100 000 K obklopený hustou obálkou, ktorá je doplňovaná látkou, prenášanou zo sekundárnej zložky. Sekundárnou zložkou je červený obor, vypĺňajúci svoj Rocheov lalok, s povrchovou teplotou 3500 K. Ani po 60 rokoch od jej objavu neboli pre ňu k dispozícii dostatočne dobré fotometrické dáta, preto sme dúfali, že široká medzinárodná kampaň prinesie dobré pokrytie svetelnej krivky a odhalí jej ďalšie vlastnosti. Žiaľ nestalo sa tak, nakoľko pre pozorovateľov bol objekt príliš slabý a tak dali radšej prednosť pozorovať osvedčené symbiotiky, u ktorých sa striedali štádiá aktivity so štádiami kľudu a u ktorých občasné neočakávané silné vzplanutia prinášali pre pozorovateľov zadosťučinenie a odmenu za dlhodobú systematickú prácu. Systematické pozorovanie tohto objektu vykonával iba Z. Velič na svojom súkromnom observatóriu v Beluši pomocou vlastnoručne zostrojenej CCD kamery. Takto sme mali k dispozícii CCD dáta v štyroch filtroch BVRI, ktoré pokrývali časový úsek od júla 1995 až do novembra 2000. Svetelná krivka bola poznačená monotónnym poklesom jasnosti od silného vzplanutia, ku ktorému došlo ešte v roku 1993. Navyše sa dali rozoznať tri minimá, ktorých časové zmeny dobre odpovedali orbitálnej perióde, ktorá bola v tom čase už približne známa. Okrem toho sme však na svetelnej krivke objavili tri body, ktoré naznačovali pokles jasnosti v roku 1998 presne v strede medzi hlavnými minimami!



























Obrázok 1.: Historická svetelná krivka symbiotickej hviezdy YY Her. Plnými krúžkami sú vyznačené naše dáta a trojuholníkmi dáta publikované v zahraničí. Polohy šipiek sú vysvetlené v texte článku. Najsilnejšia aktivita systému bola pozorovaná v roku 1993, keď došlo k prudkému vzplanutiu. Na obrázku sú zvislými čiarkami vyznačené polohy primárnych miním podľa nami určenej efemeridy. Aj keď je svetelná krivka v čase pred vzplanutím nedostatočne pokrytá, dá sa na nej pozorovať jedno primárne a jedno sekundárne minimum, ktoré podporujú náš zákrytový model sústavy.

Iba tri body na svetelnej krivke nám vnukli myšlienku, že takéto chovanie je možné vysvetliť ako sekundárne minimum v zákrytovej sústave. Takéto vysvetlenie bolo úplne neočakávané a navyše podporené len pár bodmi z jedného observatória. Na obrázku 1. sú tieto tri body označené zelenou šípkou (číslo 1) a vyjadrovali nádej, že takýto pokles budeme detegovať aj v ďalšom cykle orbitálnej periódy. Toto sa nám však tiež nepodarilo, iba keď sme išli v našej analýze do minulosti, našli sme na svetelnej krivke dva body z roku 1995, ktoré však mohli súvisieť s monotónnym poklesom jasnosti alebo aj s počiatočnými problémami pri spustení novej aparatúry. Tieto dva spomínané body sú na tom istom obrázku vyznačené modrou šípkou (číslo 2), lebo sme mysleli, že modrá je dobrá. Keď sme všetky takto získané výsledky vyhodnotili, dospeli sme k názoru, že ak pozorované poklesy jasnosti sú reálne, je možné takéto chovanie objektu vysvetliť zákrytovým modelom s pozorovanými primárnymi, ale aj sekundárnymi zákrytmi. Spresnili sme aj orbitálnu periódu celého systému na 587,54 dňa. Sekundárne zákryty by boli ale novým objavom v tejto sústave, nakoľko takéto chovanie zatiaľ nielenže nikto nepredpokladal, ale dokonca Talian Munari - známy odborník na symbiotické hviezdy v dvoch svojich prácach z roku 1997 zákryty vylúčil ako možnú príčinu pozorovaných variácií. Keď sme teda napísali prácu o zákrytovom modeli a výsledky sme prezentovali aj na medzinárodnej úrovni v roku 2001, nezískali sme podporu pre náš model v medzinárodnej komunite. Panovala aj nedôvera k získaným dátam iba z jedného prístroja a tiež široká medzinárodná kampaň na symbiotické hviezdy neprinášala nové výsledky. Vtedy sme sa rozhodli, že treba vyhlásiť cielenú medzinárodnú kampaň, zameranú len na jeden skúmaný objekt, v našom prípade YY Her.





























Obrázok 2.: Svetelná krivka symbiotickej hviezdy YY Her v B, V, R a I farbách bola získaná počas medzinárodnej kampane v rokoch 2001 až 2003. Na krivke je najprv zaznamenané sekundárne minimum, potom primárne minimum a následne prudké vzplanutie.

Cielená medzinárodná kampaň priniesla veľmi zaujímavé a presvedčivé výsledky. Do kampane sa zapojili nasledovné inštitúcie a observatóriá: Univerzita v Aténach s 0,4 m reflektorom a CCD kamerou, Národné observatórium v Aténach s 1,2 m reflektorom a fotoelektrickým fotometrom umiestneným na horskom observatóriu Kryonerion na Peloponézskom polostrove. Z Čiech sa ďalej zapojila Hvezdáreň vo Valašskom Meziříčí s 28 cm Schmidt-Cassegrainom a CCD kamerou, Hvezdáreň Vyškov s 30 cm reflektorom a CCD kamerou, HaP v Brne s 0,4 m Nasmythom a CCD kamerou, Astronomický ústav AV ČR v Ondřejove s 18 cm Maksutovom a CCD kamerou. Na Slovensku sa pokračovalo v pozorovaniach na súkromnom observatóriu v Beluši s 18 cm Newtonom a CCD kamerou a na Astronomickom ústave SAV na observatóriu v Starej Lesnej s 0,6 m Cassegrainom a fotoelektrickým fotometrom. Hlavným cieľom takéhoto masívneho nasadenia prístrojovej techniky bolo čo najhustejšie pokrytie svetelnej krivky v čase očakávaného sekundárneho minima. V tom čase publikovala poľská astronómka J. Mikolajewska prácu o YY Her, v ktorej navrhla model na vysvetlenie pozorovaných svetelných variácií tohto dvojhviezdneho systému. Vo svojej práci citovala aj náš článok o zákrytovom modeli, no na rozdiel od nás navrhla fenomenologický model, v ktorom svetelné zmeny vysvetľuje kombináciou elipsoidálneho efektu a sínusoidálnych variácií nebulárneho kontinua a čiarových emisií. Naša kampaň však medzitým pokračovala veľmi intenzívne a už v roku 2002 sme mali istotu, že hlavný cieľ bol splnený. Na svetelnej krivke sa objavilo krásne pokryté sekundárne minimum a náš objav bol takto definitívne potvrdený. Na obrázku 1. je toto minimum vyznačené červenou šípkou (číslo 3). Úspešnosť kampane v nás však vyvolala zvedavosť, či by bolo možné pokryť aj primárne minimum a na základe modelovania celej svetelnej krivky, získanej počas jedného orbitálneho cyklu, potvrdiť náš predpoklad o správnosti zákrytového modelu. V kampani sa teda pokračovalo a v zime roku 2002 sme už mali odpozorované aj primárne minimum. Toto minimum však nebolo také symetrické, nakoľko v tomto období sa prejavila aktivita celého dvojhviezdneho systému, ktorá pokračovala aj v ďalšej pozorovacej sezóne a v roku 2003 vyústila do prudkého vzplanutia. Naša kampaň postupne doznela a my sme mali k dispozícii kompletnú svetelnú krivku, ktorá je vo filtroch B, V, R a I vykreslená na Obrázku 2. Prerušenia svetelnej krivky sú počas zimy 2001 - 2002 a 2002 - 2003, keď Herkules nie je pozorovateľný. Krivky v jednotlivých filtroch veľmi dobre navzájom korešpondujú, jedine v B filtri môžeme pozorovať zvýšený šum. Tento rozptyl dát v B filtri je spôsobený tým, že v tejto oblasti elektromagnetického žiarenia sú použité CCD detektory už menej citlivé a hviezda má v tejto farbe aj najmenšiu jasnosť.


































Obrázok 3.: Svetelná krivka YY Her, z ktorej bol odstránený dlhodobý trend po veľkom vzplanutí z roku 1993. Na tejto krivke sme testovali rôzne limitné modely dvojhviezdnej sústavy. Modrá krivka reprezentuje fenomenologický model s parametrami, ktoré publikovala Mikolajewska. Zelená, hnedá a červená krivka predstavujú fyzikálne modely so zahrnutím reflexného a elipsoidálneho efektu pre teplotu bieleho trpaslíka 100 000, 53 000 a 35 000 K.

Potvrdenie alebo vyvrátenie zákrytového modelu teraz už bolo možné urobiť na základe analýzy získanej svetelnej krivky. V ďalších krokoch sme z napozorovaných dát vyhotovili dvojfarebné diagramy, sledovali sme sčervenanie a zmodranie v jednotlivých fázach orbitálneho cyklu, porovnávali sme rýchlosti zmien jasnosti v obidvoch minimách a pod. V tomto článku by sme však radi uviedli ešte aspoň dva grafy, pomocou ktorých sme testovali fenomenologický model publikovaný J. Mikolajewskou, fyzikálne modely s rôznou teplotou bieleho trpaslíka a kde je aj porovnanie s naším zákrytovým modelom. Snažili sme sa aj o to, nielen ukázať, že zákrytový model dobre vysvetľuje pozorované svetelné variácie, ale že snaha vysvetliť variácie pomocou reflexného efektu (efekt odrazu) a elipsoidálneho efektu neprináša riešenie. Na obrázku 3. je modrou krivkou vykreslený model, ktorý publikovala Mikolajewska. Aj keď jej model dobre kopíruje primárne minimum, jej sekundárne minimum vôbec neodpovedá reálnym pozorovaniam. V tomto modeli nedochádza k zákrytom medzi zložkami, ale k zmenám dochádza hlavne natáčaním rôznych strán deformovaného červeného obra k pozorovateľovi. Toto nazývame elipsoidálnym efektom. Okrem toho sú tu ešte započítané sínusoidálne variácie hmloviny a emisných spektrálnych čiar. Tieto vplyvy však nie sú bližšie určené ani kvantitatívne spočítané. Pomocou ďalších kriviek sme na tomto obrázku vyznačili modely, v ktorých meníme teplotu bieleho trpaslíka a k zmenám jasnosti dochádza iba vplyvom elipsoidálneho a reflexného efektu. Zelená krivka odpovedá teplote bieleho trpaslíka 100 000 K, pričom vôbec nedochádza k sekundárnemu minimu. Sekundárne minimu sa na krivke objaví až keď teplotu trpaslíka znížime na 53 000 K - hnedá krivka. K rovnakej hĺbke primárnych a sekundárnych miním by dochádzalo pri teplote 35 000 K, čo je už pre bieleho trpaslíka veľmi nízka teplota - červená krivka. Z uvedenej analýzy vyplýva, že bez predpokladu zákrytov v sústave jej svetelné zmeny nedokážeme vysvetliť. V ďalšom kroku sme preto predpokladali, že biely trpaslík s vysokou teplotou je obklopený hustou obálkou, ktorú môžeme modelovať hviezdou o teplote 4000 K. Pre túto teplotu obálky sme dostali najlepší súhlas s pozorovaniami. Obálka počas orbitálneho obehu okolo spoločného ťažiska s červeným obrom ho na určitú dobu periodicky zakrýva a takto vznikajú sekundárne minimá. Naopak, keď zakrýva obor časť obálky vznikajú minimá primárne. Sklon sústavy sme určili na 85°. Treba si uvedomiť, že počas aktivity sústavy, keď dochádza k zvýšenému prenosu hmoty, môže dochádzať aj k deformáciám horúcej obálky, čo sa prejaví asymetriou pozorovaných miním. Takéto detailné štúdium chovania YY Her bude predmetom našej budúcej práce.

Porovnaním predložených modelov dospievame k záveru, že náš zákrytový model najlepšie vysvetľuje chovanie sústavy. Dlhodobou prácou mnohých astronómov sa podarilo zhromaždiť unikátne dáta, ktoré nás priviedli k neočakávaným výsledkom. V ďalších rokoch bude potrebné podrobnejšie preštudovať opakované vzplanutia a aktivitu, ktorá deformuje svetelnú krivku. Viac odpovedí by priniesla analýza spektroskopického materiálu, ktorý je zatiaľ v šuplíkoch na väčších svetových observatóriách. Je pochopiteľné, že ide o nezávidenia hodnú prácu, nakoľko náš model vyvrátil niektoré staršie vedecké štúdie. V súčasnosti patrí veľká vďaka všetkým pozorovateľom (A. Dobrotka, K. Gazeas, P. Hájek, K. Koss, P. Niarchos, P. Sobotka, V. Šimon, L. Šmelcer a samozrejme Z. Velič) ktorí neľutovali svoj pozorovací čas obetovať pre tento, na počiatku tak riskantný projekt.

Obrázok 4.: Sekundárne a primárne minimum YY Her získané počas našej medzinárodnej kampane. Modrou krivkou je opäť vyznačený fenomenologický model s parametrami, ktoré publikovala Mikolajewska. Červenou krivkou je vyznačený náš najlepší zákrytový model sústavy s teplotou obálky okolo bieleho trpaslíka 4000 K.