2015.06.02. - Különleges fedési kettőst fedeztek fel magyar kutatók

A valószínűleg már a fehér törpe állapot felé tartó forró szubtörpe főkomponensből és az erősen besugárzott vörös törpe kísérőből álló kettős rendszer elsődleges fedése a legmélyebb a hasonló objektumok között.

A forró szubtörpe csillagok a Hertzsprung-Russel diagram fősorozatának felső része és a fehér törpék ága között helyezkednek el. Elfejlődött, a magjukban héliumot égető, kis tömegű (kb. 0,5 naptömeg), vékony hidrogénburokkal rendelkező objektumok. A csoporton belül az O színképtípusú, 38000 K-nél nagyobb effektív hőmérsékletű csillagok (sdO) képviselik a kisebb, míg a B színképtípusú, 35000 K-nél kisebb effektív hőmérsékletű objektumok (sdB) a nagyobb részt. Spektroszkópiai szempontból az sdO csillagok mutatnak nagyobb változatosságot: két fő csoportra oszthatók, a hidrogénben (sdO) , illetve a héliumban (He-sdO) gazdag csillagokra.

A standard csillagfejlődési elmélet szerint az sdO csillagok az sdB csillagokból alakulnak ki. Míg utóbbiak között a kettősség aránya körülbelül 50%, a He-sdO-k között ez az arány nagyon kicsi. Közülük sok planetáris köddel asszociált (pl. UU Sge, V477 Lyr és BE UMa). Ezekben a kettősökben az sdO komponensek az átlagnál forróbb és nagyobb tömegű csillagok, közvetlenül az óriásállapot utáni fejlődési fázisban. A kompakt sdO komponenssel rendelkező kettősök az sdB kettősökből alakulnak ki, ezek mintegy 120 millió éves élettartama pedig bőven elegendő ahhoz, hogy a planetáris ködök a detektálhatóság határa alá ritkuljanak körülöttük. A bonyolult fejlődési folyamatba nyújthatnak mélyebb bepillantást azok a fedési kettősök, amelyeknél a forró szubtörpe komponens erősen besugározza a kísérőjét.

Derekas Aliz (MTA posztdoktori ösztöndíjas, ELTE Gothard Asztrofizikai Obszervatórium, Szombathely), Németh Péter (Dr. Karl Remeis-Observatory & ECAP, Astronomisches Institut, FAU Erlangen-Nuremberg, Bamberg) és munkatársaik éppen ilyen, a maga nemében egyedülálló kettőst fedeztek fel. A Konkoly J064029.1+385652.2 katalógusjelű objektumot Sárneczky Krisztián (MTA CSFK CSI) vette észre kisbolygókeresés közben. (Az "észrevette" szinte szó szerint értendő, mivel a fényességváltozás már a kis időkülönbséggel készült felvételeken is feltűnő volt, sőt, az objektum el is tűnt az egyik képen.) Az felfedezést követő, az MTA CSFK CSI piszkéstetői Schmidt-teleszkópjával végzett fotometriai megfigyelések alapján kiderült, hogy a periódus 0,187 nap és egy erős, körülbelül 0,5 magnitúdós reflexió is tapasztalható. A mély főminimum - amely a 4,2 méteres William Herschel Teleszkóppal (La Palma) végzett mérések szerint 6 magnitúdó körüli - arra utalt, hogy a rendszer egy kisebb, forró főkomponensből és egy hidegebb, a fedést okozó kísérőből áll. A fedés hossza körülbelül 24 perc, ebből mintegy 5,7 percig az teljes. Az első fénygörbe alapján a kettős HW Vir típusú. Ezekben a rendszerekben a pálya kicsi, a kísérő pedig viszonylag nagy ahhoz, hogy jelentős reflexiót produkáljon, illetve teljesen elfedje a főkomponenst.

A WHT teleszkóp ISIS spektrográfjával φ=0,647 keringési fázisnál rögzített színkép dekompozíciója. A spektrális tulajdonságok egy 55000 K hőmérsékletű sdO főkomponenssel és az erős besugárzás miatt 22500 K hőmérsékletűre melegedett M színképtípusú kísérő hatásával magyarázhatók.
[Derekas és mtsai, 2015]

A fotometriai észleléseken kívül spektroszkópiai megfigyelések is készültek a 10,4 méteres GTC teleszkóp OSIRIS és a WHT ISIS spektrográfjával. A J0640+3856 kétvonalas színképi kettős, azaz a rögzített spektrumokban mindkét komponens színképvonalai láthatók. Ez lehetőséget biztosít a színképeik szétválasztására, ezen keresztül pedig a paramétereik pontosabb meghatározására. A spektrumokból nyert radiálissebesség-görbékből és a fénygörbe-illesztésből kapott 87,11°-os pályahajlásból a fél nagytengely 0,006 csillagászati egységnek, a rendszer össztömege 0,744 naptömegnek, a tömegarány pedig 0,31±0,04-nek adódott. A fénygörbe modellezéséből ennél ugyan valamivel kisebb, de a színképek jel/zaj viszonyát is figyelembe véve még ezzel konzisztens tömegarányt lehetett származtatni. A mérésekből a komponensek hőmérsékletét, tömegét, méretét, felszíni nehézségi gyorsulását, luminozitását és kémiai összetételét is sikerült meghatározni.

Az észlelt fénygörbe a la palma-i WHT és a piszkéstetői Schmidt teleszkóp mérései alapján, illetve a fénygörbe modellje.
[Derekas és mtsai, 2015]

A fotometriai és spektroszkópiai észlelések, illetve a radiálissebesség- és fénygörbe-modellezés alapján a J0640+3856 egy sdO+M6V fedési kettős, amely 6 magnitúdós fedési mélységet és 0,5 magnitúdós reflexiót mutat. Ezek a legnagyobb változások, amelyeket HW Vir típusú kettősök esetében eddig észleltek. Bár 55000 K hőmérsékletével a főkomponens sdO csillagnak tűnik, felszíni nehézségi gyorsulása (log g = 6,2) már a csoport tagjaira jellemző értékek felső határánál van, 0,096 napsugárnyi mérete pedig kisebb, mint a normál sdO csillagok esetében. Ezek alapján a főkomponens valószínűleg már a fehér törpévé válás felé vezető úton van, amit az is alátámaszt, hogy nem sikerült körülötte planetáris ködöt kimutatni. A főkomponens intenzív sugárzása a kísérő teljes felé forduló félgömbjét homogén módon felfűtötte, a másik oldal azonban hideg maradt, mivel a hővezetés kevéssé hatékony ezekben a csillagokban. A J0640+3856 így jó analógiája lehet a forró jupitereknek is.

Az eredményeket részletező szakcikk az Astrophysical Journal c. folyóiratban fog megjelenni.

Forrás:

• arXiv:1505.06487v1 [astro-ph.SR]