Enigmatyczna natura dysku w układzie zaćmieniowym EE Cephei. Kampanie obserwacyjne 2003 i 2008/9

Ekstremalnie długookresowe układy podwójne zaćmieniowe gwiazd z okresami orbitalnymi wyrażającymi się w latach lub dekadach są obiektami szczególnie trudnymi do badań ze względu na bardzo długie skale czasowe obserwowanych w nich zmienności. Obecnie jest znane nieco ponad czterdzieści przypadków takich układów, które w większości są stosunkowo słabo zbadane. Niniejszy artykuł opisuje wysiłki poczynione dla zrozumienia jednego z nich — układu EE Cep, który jest obiektem unikatowym.
Z zaćmieniami powodowanymi przez rozległy, ciemny dysk złożony z drobin kosmicznego gruzu i pyłu może on stanowić odpowiednik dla jednego tylko spośród znanych układów zaćmieniowych — słynnego ε Aurigae, który badany od prawie 200 lat pozwolił się poznać jako najbardziej rozległy i chyba najbardziej niezwykły układ zaćmieniowy, z powodującym zaćmienia ciemnym, pyłowym dyskiem o rozmiarze porównywalnym z rozmiarem orbity Jowisza.
Kampanie obserwacyjne przeprowadzone dla zaćmień w układzie EE Cep w latach 2003 i 2008/9 dostarczyły danych obserwacyjnych o nieosiągalnej dotychczas jakości, które są zarówno źródłem naszego lepszego zrozumienia niektórych aspektów tego systemu, ale także, jak to zwykle bywa, implikują nowe pytania.

Gwiazda EE Cephei, jako obiekt 11 wielkości gwiazdowej, może być osiągalna już dla obserwatora wyposażonego w dobrą lornetkę. Historia badań obiektu sięga połowy XX w., gdy został on zidentyfikowany jako gwiazda zmienna przez Giuliano Romano, który prowadził obserwacje metodą fotometrii fotograficznej w okolicy minimum blasku w 1952 r. Typ zmienności gwiazdy początkowo został sklasyfikowany jako R CrB ze względu na lekką asymetrię krzywej blasku zjawiska oraz fotograficzny wskaźnik barwy m_pg – m_pv = +0,6. Wkrótce, w 1956 r., miłośnik astronomii Roger Weber doniósł o uchwyceniu na swoich kliszach, już wcześniej w 1947 r., spadku blasku gwiazdy o około 1^m. Ten fakt zapewne zdecydował, że odtąd zjawisko było obserwowane regularnie co 5,6 roku, a w latach 60. już wiedziano, że natura zmienności jest zaćmieniowa (zaćmieniu z momentu odkrycia w 1952 r. przypisujemy numer epoki E = 0). Pierwsze obserwowane zaćmienia były bardzo głębokie — w minimum blasku osiągały amplitudy około 2^m (rys. 1). Bardzo różniło się od nich zaćmienie z 1969 r. (E = 3), które było płytkie i jako jedyne miało wyraźnie zarysowaną fazę płaskiego dna. Kolejne zaćmienie z 1975 r. (E = 4) było pierwsze, dla którego zastosowano fotometrię fotoelektryczną. Zorganizowana przez Ludwiga Meinungera kampania obserwacyjna zaowocowała dobrej jakości, dobrze obsadzonymi krzywymi blasku UBV. Na bazie tych obserwacji Meinunger zaproponował pierwszy model systemu,1 w którym miało dochodzić do zaćmień gorącej gwiazdy typu B przez pulsującego olbrzyma typu M o około trzykrotnie większych gabarytach. Pulsacje olbrzyma miały odpowiadać za zmiany głębokości zaćmień i ich asymetrię, zaś gazowa otoczka wokół olbrzyma za obserwowane skrzydła zaćmień. Podczas następnego zaćmienia w 1980 r. (E = 5) zainteresowanie układem wciąż było żywe, toteż znów otrzymano dobrej jakości trójbarwne krzywe blasku. Zaćmienie to miało przebieg podobny do poprzedniego. Nowe dane nie wnosiły jednak nic istotnego, co mogłoby wpłynąć na rozumienie układu. W kolejnych epokach zainteresowanie obserwatorów obiektem wygasło. Podczas zaćmienia w 1992 r. (E = 7) metodą fotoelektryczną uzyskano już tylko kilka punktów pomiarowych. Całą niemal wiedzę na temat tamtego zaćmienia zawdzięczamy obserwatorom wizualnym, dzięki którym wiadomo, że było ono przeciętnej głębokości z czasem trwania przypuszczalnie krótszym niż w którejkolwiek innej epoce.

Rys. 1. Krzywe blasku zaćmień obserwowanych od 1952 r. (E = 0) do 1997 r. (E = 8). Punktami zaznaczono wyniki pomiarów fotograficznych lub fotoelektrycznych w pasmach B, V lub m_pg. W przypadku zaćmienia z 1992 r. (E = 7) krzyżyki oznaczają jasności określone (wyinterpolowane) na bazie obserwacji wizualnych

Model z precesującym dyskiem

Rys. 2. Schematyczna prezentac­ja geometrii zaćmień w układzie EE Cep. Momenty charakterys­tycz­ne wzajemnej konfiguracji dysku i gwiazdy (po lewej) odpo­wia­da­ją momentom kontaktów (1a, 1, 2, 3, 4, 4a) wyróżnionym w schematycznej krzywej blasku (po prawej)

Zainteresowanie układem EE Cep odżyło w obserwatorium w Piwnicach, gdzie w 1997 r. przeprowadzono wielobarwne obserwacje UBVRI. Zaćmienie okazało się jednym z najgłębszych spośród dotychczas obserwowanych. Wykonana po raz pierwszy fotometria w pasmach RI, ulokowanych w czerwonym zakresie widma promieniowania, ujawniła rzecz zaskakującą — głębokość zaćmienia zmieniała się nieznacznie w zależności od długości fali, osiągając około 1^m,75 w paśmie U i aż 1^m,45 w paśmie I. Gdyby zaćmiewającą gwiazdą miał być czerwony olbrzym, dominujący w czerwonym zakresie, wtedy należałoby się spodziewać zaćmienia znacznie płytszego w paśmie I. Była to pierwsza silna przesłanka przemawiająca za tym, że ciało zaćmiewające nie może być zwykłą, odewoluowaną chłodną gwiazdą. Model Meinungera przestał już tłumaczyć w sposób zadowalający obserwacje i wymagał weryfikacji. Porównując krzywe blasku od momentu odkrycia zmienności w 1952 r. do pierwszych obserwacji w Piwnicach w 1997 r. (rys. 1), można stwierdzić, że pomimo znacznych różnic w głębokościach i czasie trwania zaćmienia posiadają cechy wspólne. Wszystkie cechuje ta sama postać asymetrii — czas przebiegu gałęzi opadającej zaćmień jest zawsze dłuższy niż wznoszącej. W krzywych blasku zaćmień lepszej jakości można wyróżnić pięć charakterystycznych faz (rys. 2): rozległe skrzydła zaćmień (1a–1 i 4–4a), fazy ingresu (1–2) i egresu (3–4) oraz faza mniej lub bardziej pochyłego dna (2–3). Najbardziej wiarygodnym wyjaśnieniem obserwowanego kształtu zaćmień, zmian ich głębokości i czasu trwania oraz słabej zależności głębokości od długości fali zdaje się być hipoteza zaproponowana w 1999 r. przez dra Macieja Mikołajewskiego i Dariusza Graczyka.2 Zaproponowali oni, że składnikiem wtórnym układu powodującym zaćmienia może być ciemny dysk pyłowy wokół ciała centralnego o niskiej jasności. Zakrycie gwiazdy przez nieprzezroczyste wewnętrzne partie dysku powodowałyby centralną, głęboką część zaćmienia charakteryzującą się szybkimi zmianami, podczas gdy półprzezroczyste obszary zewnętrzne odpowiadałyby za rozległe „atmosferyczne” skrzydła zaćmień. Nachylenie dysku w stosunku do kierunku widzenia obserwatora oraz względem kierunku ruchu miałyby w tym modelu ulegać zmianie na skutek precesji. Powodowałoby to zmiany pola projekcji dysku na sferę niebieską oraz zmiany w jego głębokości optycznej. Taki mechanizm tłumaczyłby zmiany głębokości i czasu trwania zaćmień. Ponieważ zaćmienia są niecentralne (zachodzą przy niezerowej wartości parametru zderzenia), krzywe blasku obserwowane podczas zaćmień są asymetryczne. Opisany tu pokrótce model mógłby wyjaśnić płytkie (0^m,6) zaćmienie z płaskim dnem z 1969 r., jeżeli przyjąć, że dysk był wówczas zorientowany względem obserwatora niemal dokładnie krawędzią i bez istotnego nachylenia względem kierunku ruchu. Tak specyficzna konfiguracja dysku byłaby bardzo podobna do geometrii zaćmień w układzie ε Aurigae.3 Układ ten doświadcza obecnie fazy egresu podczas trwającego około 2 lat zaćmienia, które powtarzają się z rekordowo długim, 27-letnim okresem orbitalnym. EE Cep może być podobnym układem. Zaćmienia obserwowane w systemie ε Aur są również płytkie, niemal szare i posiadają fazę płaskiego dna. Tego rodzaju rozległe układy z dyskiem pyłowym jako ciałem zaćmiewającym są niezwykle rzadkie i poza dwoma wyżej wspomnianymi znany jest tylko jeszcze jeden obiekt, M2-29, który zdaje się wykazywać pewne podobieństwa.4

Rys. 3. Krzywe blasku UBV(RI)_C uzyskane dziesięcioma teleskopami ulokowanymi na terenie Europy podczas zaćmienia w 2003 r. (E = 9). Zaprezentowane zostały jasności różnicowe (Var – comp.) względem gwiazdy porównania BD+55°2690

Kampania obserwacyjna 2003 — przesłanki za szybką rotacją gwiazdy i przerwą w dysku

Hipoteza o precesującym dysku jako ciele zaćmiewającym wymagała potwierdzenia i głównie dla osiągnięcia tego celu została zorganizowana kampania obserwacyjna na okoliczność zaćmienia w 2003 r. (E = 9). Dziesięć instrumentów w czterech krajach europejskich wzięło udział w obserwacjach fotometrycznych (tab. 1), uzyskując bardzo dobrej jakości dane o dobrym pokryciu czasowym. Na rys. 3 zaprezentowano krzywe blasku składające się łącznie we wszystkich pasmach UBV(RI)_C z około 800 indywidualnych ocen jasności. Niespodziewanie zaćmienie okazało się bardzo płytkie, lecz zgodnie z oczekiwaniami było niemal szare. Głębokość zaćmienia zmieniała się od około 0^m,7 do 0^m,5 odpowiednio w filtrach U oraz I. W wyniku kampanii po raz pierwszy stała się możliwa analiza ewolucji wskaźników barwy podczas zaćmienia. Ujawniły się dwa niebieskie maksima około 9 dni przed i po minimum zaćmienia, którym towarzyszą wyraźne cechy w krzywej blasku B (strzałki na rys. 4). W zrozumieniu pochodzenia tych struktur pomogły widma. W obserwacjach spektroskopowych w okolicy tego zaćmienia wzięło udział 6 instrumentów o średnicach zwierciadeł około 2 m. Uzyskano najlepsze jak dotychczas pokrycie obserwacjami spektroskopowymi. Analizując kształt profili linii Balmera i linii FeII, doszliśmy do wniosku, że gorący składnik jest bardzo szybko rotującą gwiazdą Be otoczoną emisyjnym pierścieniem gazowym. Profile linii wodorowych są znacząco rotacyjnie poszerzone. Porównanie profili linii absorpcyjnych serii Balmera H8–H11 z profilami teoretycznymi daje prędkość rotacji v sin i = 350 km/s (rys. 5), co jest wartością bardzo bliską krytycznej prędkości rotacji dla olbrzyma typu B5. Tak szybko rotująca gwiazda będzie silnie pociemniona na równiku na skutek działania efektu pociemnienia grawitacyjnego von Zeipela. Wartość stosunku temperatury z obszaru biegunowego do tej w obszarze równikowym może dochodzić nawet do około 3/2. Średnia temperatura efektywna fotosfery gwiazdy w układzie EE Cep to około 15000 K. Różnice temperatury pomiędzy obszarem biegunowym i równikowym mogą w tym przypadku osiągnąć około 5–6 tysięcy stopni. Taka charakterystyka tarczy gwiazdy dostarcza sposobności wyjaśnienia obserwowanych we wskaźnikach barwy poniebieszczeń. Wyobraźmy sobie, że zaćmiewający dysk jest podzielony na dwie części wskutek obecności w nim kolistej przerwy. Wówczas podczas zaćmienia powinny wystąpić niebieskie maksima, gdyby tylko któryś z gorących obszarów biegunowych pojawił się w przerwie. Układ EE Cep jest jedynym w swoim rodzaju unikatem nie mającym odpowiednika wśród znanych nam systemów. Nie istnieją więc gotowe narzędzia, których można by użyć do jego wymodelowania. Dlatego musieliśmy stworzyć własny kod numeryczny pozwalający uwzględniać spłaszczoną naturę gwiazdy oraz precesujący dysk, w którym mogą wystąpić koncentryczne przerwy i/lub otwór centralny. Rys. 6 przedstawia wynik zastosowania tego kodu dla stworzenia modelu zaćmień szybko rotującej gwiazdy przez lity dysk. Taki model pozwala dobrze wyjaśnić asymetrię zaćmienia, nie sprawdzając się jednak dla obserwowanych zmian kolorów. Przyjęto płaski dysk z rozkładem gęstości jak r^–2. Analogiczny model, lecz dla przypadku z dyskiem podzielonym na dwie części przez występującą w nim kolistą przerwę, jest zaprezentowany na rys. 7. Przerwa w dysku pozwala dość dobrze wyjaśnić zmiany kolorów, umożliwiając wygenerowanie efektu o adekwatnej amplitudzie. Rozważane modele były jednak zbyt uproszczone, w szczególności formuła przyjęta dla opisu rozkładu gęstości w dysku. Dlatego też próby jednoczesnego rozwiązania krzywych blasku i krzywych wskaźników barwy nie dają ostatecznie satysfakcjonujących rezultatów.

Rys. 4. Krzywa zmian jasności w paśmie B podczas zaćmienia z 2003 r. (E = 9) i towarzyszące im zmiany we wskaźnikach barwy. Punkty reprezentują średnie arytmetyczne pomiarów otrzymanych tej samej nocy w takich samych pasmach fotometrycznych

Rys. 5. Profile linii Balmera H10 i H11 w widmie uzyskanym 11 VIII 2003 r. w obserwatorium SPM w Meksyku. Linią ciągłą jest ukazane widmo syntetyczne otrzymane z zastosowaniem następujących wartości parametrów gwiazdy: T_eff = 15000 K, logg = 3,5, Fe/H = 0 i vsini = 350 km/s. Dla porównania są ukazane modele odpowiadające innym prędkościom rotacji vsini = 300 km/s (linia przerywana) i 400 km/s (linia przerywano-kropkowana)

Kampania obserwacyjna 2008/9

Kampania obserwacyjna z 2003 r. nie przyniosła rozstrzygających odpowiedzi na szereg kwestii, między innymi: 1) nie można było bez wątpliwości potwierdzić słuszności hipotezy o precesji dysku, 2) potwierdzenia wymagała hipoteza o obecności w nim przerwy, 3) nieznana pozostawała natura ciała centralnego dysku oraz to, jak znaczący mógłby być wkład obiektu zaćmiewającego do całkowitego strumienia w podczerwieni. Nadzieję uzyskania odpowiedzi na te pytania pokładaliśmy w nadchodzącym kolejnym zaćmieniu, przypadającym na przełom lat 2008/9 (E = 10). Na apel o obserwacje uzyskaliśmy bardzo silny odzew. W obserwacjach fotometrycznych wzięło udział ponad 50 obserwatorów posługujących się 20 teleskopami ulokowanymi w Europie i Ameryce Północnej (tab. 1). Wyniki w toku kampanii były systematycznie prezentowane na specjalnie dedykowanej stronie internetowej.5 Uzyskano najlepsze jak dotychczas pokrycie obserwacjami fotometrycznymi. Na prezentowane na rys. 8 krzywe blasku składa się łącznie ponad 1600 indywidualnych wyznaczeń jasności. Jakość uzyskanej fotometrii jest doskonała, sięgając dokładnością tysięcznych części magnitud. Ostatnia kampania swój sukces zawdzięcza dużemu zaangażowaniu w obserwacje fotometryczne zarówno obserwatoriów profesjonalnych, jak i niedużych teleskopów amatorskich. Na rys. 9 jest przedstawiony histogram określający zaangażowanie w obserwacje teleskopów o różnych aperturach oraz ilość uzyskanych nimi danych pomiarowych. W rozkładzie występują dwa maksima: pierwsze, przy rozmiarze apertury 30–35 cm, powstało przede wszystkim za sprawą zaangażowania teleskopów amatorskich; za drugie maksimum przy 60 cm odpowiadają obserwatoria profesjonalne. Zaćmienie 2008/9 wzbudziło także zainteresowanie miłośników astronomii, wykonujących obserwacje wizualne. Na rys. 10 jest zaprezentowana krzywa blasku uzyskana przez Stanisława Świerczyńskiego, Hansa-Gorana Lindberga oraz sześć osób z belgijskiej grupy obserwatorów gwiazd zmiennych VVS Belgium.6 Stosunkowo mała dokładność obserwacji wizualnych — zdecydowanie przegrywają one w konfrontacji z obserwacjami fotoelektrycznymi — uniemożliwia ich wykorzystanie w naszych dalszych analizach. Niemniej jednak należy zwrócić uwagę na to, że dobrze oddają one podstawowe cechy zaćmienia (jego płytkość i asymetrię). W razie braku zainteresowania ze strony obserwatoriów dysponujących nowoczesnym sprzętem, obserwacje wizualne mogą być bezcenne jako jedyne źródło informacji o zjawisku, czego przykład mieliśmy już chociażby w przypadku zaćmienia EE Cep z 1992 roku (E = 7).

Rys. 6. Model zaćmienia szybko rotującej gwiazdy przez lity dysk. Na górnym panelu ukazany jest obraz rzutu układu na sferę niebieską. Biegunowe (gorące) i równikowe (chłodne) obszary gwiazdy oraz wewnętrzne (nieprzezroczyste) i zewnętrzne (półprzezroczyste) obszary dysku są oznaczone różnymi odcieniami. Rozmiar jest wyrażony w promieniach słonecznych. Panele poniżej ukazują uzyskane podczas zaćmienia w 2003 r. różnicową krzywą blasku B (pośrodku) i krzywą zmian wskaźników barwy B–I_C (na dole). Linią ciągłą jest naniesiony model syntetyczny

Ostatnie zaćmienie zupełnie niespodziewanie okazało się być najpłytszym w historii obserwacji EE Cep, osiągając w paśmie U głębokość około 0^m,5. Cechy obserwowane podczas poprzedniego zaćmienia powtórzyły się (strzałki na rys. 11). Ponownie we wskaźnikach barwy są widoczne dwa poniebieszczenia. Zmieniły się nieco intensywności i faza występowania tych cech, co zapewne może być wiązane z powodowaną precesją zmianą przestrzennej orientacji dysku. Garb obserwowany na gałęzi opadającej tego zaćmienia i towarzyszące mu poniebieszczenie są jednak zbyt silne, aby mogły być tłumaczone wyłącznie wpływem przerwy w dysku. Testowana jest właśnie nowa idea, zgodnie z którą za powstanie tej cechy mogłaby odpowiadać niejednoczesność zaćmiewania gorących biegunów gwiazdy — w tym scenariuszu cecha ta byłaby wynikiem nałożenia się na siebie dwu różniących się głębokością (pierwsze płytsze i drugie głębsze), przesuniętych o kilka dni minimów.

Rys. 7. Modele zaćmienia szybko rotującej gwiazdy przez dysk z przerwą. Rola paneli i oznaczeń jest taka sama jak w przypadku rys. 6. Linią przerywaną jest zaznaczony wynik uzyskany poprzez jednoczesne dopasowanie do krzywych blasku i kolorów. Linia ciągła reprezentuje wynik dopasowania do samych tylko wskaźników barwy

Dyskusja porównawcza wyników obserwacji ostatnich zaćmień

Porównanie precyzyjnej fotometrii i spektroskopii uzyskanej podczas dwóch ostatnich zaćmień (rys. 13) prowadzi do interesujących wniosków. Zaćmienia okazały się być dłuższe niż oczekiwaliśmy — w obu przypadkach czas trwania zmian fotometrycznych wynosi około 90 dni. Zaćmienia zaczynają się i kończą płytkimi minimami (strzałki na rys. 13), które cechuje powtarzalność z cyklu na cykl. Świadczyć to może o istnieniu w strukturze dysku dodatkowego, zewnętrznego pierścienia. Możliwa wielopierścieniowa struktura dysku sugeruje istnienie jakichś dość masywnych ciał krążących wewnątrz przerw, które byłyby odpowiedzialne za ich uformowanie się poprzez analogię do układu pierścieni Saturna, gdzie za każdy pierścień zdają się być odpowiedzialne jakieś księżyce planety. W dysku EE Cep mogłyby to być małomasywne gwiazdowe obiekty (brązowe karły?), ale biorąc pod uwagę, że masywna gwiazda Be w układzie sugeruje raczej jego młody wiek, możliwe, że jesteśmy właśnie świadkami formowania się planet w wokółgwiazdowym dysku.

Rys. 8. Krzywe blasku UBV(RI)_C uzyskane dwudziestoma telesko­pa­mi ulokowanymi na terenie Europy i Ameryki Północnej podczas zaćmienia na przełomie 2008 i 2009 r. (E = 10). Zaprezentowane zostały jasności różnicowe (Var – comp.) względem gwiazdy porównania BD+55°2690

Rys. 9. Histogram ukazujący jak wielu teleskopów o różnych aperturach użyto do fotometrii CCD podczas ostatniego (E = 10) zaćmienia i ilości uzyskanych nimi ocen jasności

Podczas zaćmień w profilu linii emisyjnej Hα oraz w absorpcjach dubletu sodowego NaI pojawiają się dodatkowe składniki absorpcyjne, które podobnie ewoluują, nasilając się wraz z postępem zaćmienia i osiągając maksymalne natężenie w pobliżu fotometrycznego minimum. Linie dubletu sodowego posiadają wieloskładnikową strukturę z przynajmniej dwoma dodatkowymi składnikami absorpcyjnymi. Widma z ostatniego zaćmienia sugerują, że taki charakter ewolucji linii absorpcyjnych jest podobny podczas każdego cyklu. Unikalne widmo uzyskano przed zaćmieniem z 2003 r. przy fazie ~0,975, na którym linie NaI pokazują profile P Cyg. Jeżeli byłby to ślad wypływu z gwiazdy Be, może to znaczyć, że zaćmienia występują względnie blisko fazy peryastronu. Gwiazda Be rotująca z prędkością bliską krytycznej musi doświadczać ciągłego radialnego wypływu gazu z równika, co jest potwierdzone obecnością emisyjnego pierścienia gazowego. W przypadku istotnie ekscentrycznej orbity w pobliżu peryastronu gwiazda powinna tracić duże ilości gazu. Faktycznie w fazach dalekich od zaćmienia (~0,17, ~0,25) obserwowaliśmy pojawianie się absorpcji nałożonych na linię emisyjną Hα, co może wskazywać na obecność w systemie dużych ilości rozproszonych obłoków materii gazowej.

Rys. 10. Wizualna krzywa blasku ostatniego (E = 10) zaćmienia EE Cep

W Piwnicach prowadzimy ciągły fotometryczny monitoring EE Cep, dzięki czemu poza zaćmieniami ujawniły się interesujące zmienności w filtrze I. Wkrótce po ostatnich zaćmieniach przy fazie około 0,2 występują znaczące pojaśnienia (rys. 12). Obserwacja zjawiska po zaćmieniu w 2003 r. i odosobnione 2 punkty po zaćmieniu wcześniejszym w 1997 r. skłaniały nas do przypuszczeń o ich powtarzalności. Te bardzo niepewne przewidywania zyskały potwierdzenie w bieżącej epoce. Powtarzalność i szybki przebieg zjawiska skłania do spekulacji, że mogłoby ono być związane z efektami bliskości w pobliżu przejścia przez peryastron. Orbita może być znacząco ekscentryczna. Interesująca korelacja — im silniejsze pojaśnienie w paśmie I przy fazie ~0,2, tym głębsze poprzedzające go zaćmienie — może być rezultatem zmian projekcji dysku. Stanowiłoby to dodatkowy argument obserwacyjny przemawiający za precesją dysku. Dość duża amplituda omawianych pojaśnień wskazuje, że wkład ciemnego składnika (dysk i/lub ciało centralne) do całkowitego strumienia w paśmie I musi być znaczący. W bliskiej podczerwieni (pasma JHK) chłodny składnik mógłby zdominować obserwowane strumienie. Istnieją więc szanse na dokonanie bezpośredniej detekcji promieniowania od nigdy dotychczas nie obserwowanego składnika powodującego zaćmienia. W tym celu należałoby przeprowadzić podczerwone obserwacje w czasie około rok po zaćmieniu.

Rys. 11. Krzywa zmian jasności w paśmie B podczas zaćmienia z 2009 r. (E = 10) i towarzyszące im zmiany we wskaźnikach barwy

EE Cep jako kuzyn ε Aurigae

Rys. 12. Krzywa różnicowa w paśmie I uzyskana w Piwnicach na przestrzeni 13 lat. Poziom zerowy odpowiada średniej jasności poza zaćmieniami

Nasze najnowsze wyniki potwierdzają istnienie podobieństwa pomiędzy EE Cep i układem ε Aurigae, sugerowanego w 1999 r. przez dra Macieja Mikołajewskiego i Dariusza Graczyka. Uznawany dotychczas za najbardziej prawdopodobny model układu ε Aur zakładał, że składa się on z nadolbrzyma typu F0 o masie bliskiej 15 M_⨀ i rezydującego w centrum dysku układu podwójnego gwiazd typu B. Analizując rozkład energii w widmie układu, opierając się na nowych pomiarach podczerwonych Kosmicznego Teleskopu Spitzera oraz dostępnych danych archiwalnych, Hoard i inni7 wykazali, że bardziej prawdopodobny jest wariant modelu małomasywnego z gwiazdą post-AGB typu F (~3M_⨀) i pojedynczym gorącym karłem B5V (~6M_⨀) w centrum dysku. Badania interferometryczne Kloppenborga i innych8 przy użyciu interferometru CHARA pozwoliły uzyskać obrazy dysku na tle tarczy zaćmiewanej gwiazdy, w odstępach około miesiąca, podczas ingresu trwającego obecnie zaćmienia. Oszacowali oni wartość stosunku mas składników układu (M_F/M_B ~0,62) oraz całkowitą masę dysku jako porownywalną z masą Ziemi. Dysk pyłowy ma promień około ~3,8 AU i powinien być zdominowany przez ziarna o rozmiarach przekraczających ~10 μm. Ze względu na podobnie szary charakter zaćmień, dysk w układzie EE Cep powinien być zbudowany z podobnego materiału o podobnie dużych ziarnach. Jednak niemal na pewno będzie on miał dużo mniejszy (kilkakrotnie) promień, ze względu na to, że układ ma dużo ciaśniejszą orbitę, przy podobnie dużej sumie, lecz drastycznie większym kontraście mas składników. Kwestia pochodzenia dysku w układzie EE Cep nie jest obecnie jasna, podczas gdy w przypadku ε Aur wiadomo już, że powstał on w wyniku transferu masy z odewoluowanej gwiazdy, pierwotnie bardziej masywnej (obecnie post-AGB typu F), na wtórny wówczas składnik (obecnie masywniejsza gwiazda B5V). Wiemy jednak, że układ EE Cep jest młody. Dysk jest więc zapewne pozosta;ością po formowaniu się układu. Układ EE Cep znajduje sie w kilkakrotnie większej odległości niż ε Aur, a zaćmiewana gwiazda ma kilkanaście razy mniejszy promień i jest dużo gorętsza. Wykonanie obserwacji interferometrycznych, które miałyby doprowadzić do detekcji dysku podczas zaćmienia, jest obecnie poza zasięgiem możliwości technicznych. Uzyskanie orbity spektroskopowej jest także nie lada wyzwaniem ze względu na wczesny typ widmowy widocznego składnika oraz bardzo małą spodziewaną amplitudę zmian prędkości radialnych na poziomie kilku do kilkunastu km/s. Co wydaje się być w zasięgu obecnych możliwości i na czym w najbliższym czasie powinny być zogniskowane badania układu EE Cep, to obserwacje podczerwone celem próby detekcji składnika wtórnego układu. Zapewne, jeszcze przez dziesięciolecia układ EE Cephei będzie źródłem intrygujących zagadek, podobnie jak fascynująca i wciąż tajemnicza, mimo ponad 200 lat badań, ε Aurigae.

Rys. 13. Krzywe zmian blasku B i wskaźnika barwy B–I_C zaćmień z 2003 r. (dół) i z 2008/9 r. (góra). Pośrodku ukazane są profile linii widmowych dubletu sodowego NaI oraz linii Hα dla epok nr 9 (nałożenie linii przerywanej na cienką linię ciągłą) i nr 10 (gruba linia ciągła). Położenie poziomu kontinuum odpowiada fazie orbitalnej obliczonej według efemerydy JD_min = 2434344.1 + 2049^d.94 × E

Do napisania niniejszego artykułu zostały wykorzystane dane obserwacyjne uzyskane przez szeroką rzeszę prawie 90 obserwatorów, w ramach dwu kampanii obserwacyjnych. Wszyscy Oni są współautorami prezentowanych wyników. Autor niniejszego artykułu chce złożyć Im serdeczne podziękowania za zaangażowanie w badania układu EE Cep. Wyniki prezentowane w bieżącym artykule stanowią część rezultatów publikowanych w dużej pracy, sygnowanej przez wszystkich członków kampanii, złożonej niedawno do recenzji w „Astronomy & Astrophysics”.