[論文レビュー] BVRI Photometric Observations, Light Curve Solutions and Orbital Period Analysis of BF Pav

Atila Poro, Fahri Aliçavuş+8 more|arXiv (Cornell University)|Aug 11, 2020

Stellar, planetary, and galactic studies参考文献 47被引用数 8

ひとこと要約

本研究では、オーストラリアおよびアルゼンチンの観測所から得られたデータを用いて、W UMa型接触連星BF Pavの新しいBVRI photometric光曲線解法と軌道周期解析を提示する。Wilson-Devinneyコードとモンテカルロ誤差解析を用い、光度質量比1.460 ± 0.014、満たし率12.5%、軌道周期の増加量0.142 s/世紀を特定した。O-C図における18.3年周期の振動的周期変動は、第三天体の存在を示唆する。

ABSTRACT

A new ephemeris, period change analysis and light curve modeling of the W UMa-type eclipsing binary BF Pav are presented in this study. Light curves of the system taken in BVRI filters from two observatories in Australia and Argentina were modeled using the Wilson-Devinney code. The results of this analysis demonstrate that BF Pav is a contact binary system with a photometric mass ratio q=1.460+_0.014, a fillout factor f=12.5%, an inclination of 87.97+_0.45 deg and a cold spot on the secondary component. By using the distance modulus formula, the distance of BF Pav was calculated to be d=268+_18 pc which is in good agreement with the Gaia EDR3 distance. We obtain an orbital period increase at a rate of 0.142 s/century due to a quadratic trend in the O-C diagram. Also, an alternative sudden period jump probably has occurred which could be interpreted as a rapid mass transfer from the lower mass star to its companion about DeltaM=2.45*10^(-6) Msun. Furthermore, there is an oscillatory behavior with a period of 18.3+_0.3 yr. Since BF Pav does not seem to have significant magnetic activity, this behavior could be interpreted as the light-time effect caused by an undetected third body in this system. In this case, the probability for the third body to be a low mass star with M>=0.075 Msun or a brown dwarf is 5.4% and 94.6% respectively. If we assume i'=90deg, a_3=8.04+_0.33 AU. The mass of the secondary component was also determined using two different methods which result close to each other.

研究の動機と目的

• 複数エポックのBVRI光度測定を用いて、W UMa型連星BF Pavの光度パラメータと軌道要素を特定すること。
• O-C図を用いた軌道周期変動の分析により、長期的傾向と周期的挙動を検出すること。
• 質量比、満たし率、距離を含む絶対パラメータを導出し、BF Pavの進化状態を検討すること。
• 観測されたO-C図における周期的挙動を踏まえ、光時効果を仮定して第三天体の存在を検討すること。

提案手法

• BVRI光曲線は、オーストラリアのCongarinni観測所およびアルゼンチンのCASLEO観測所からCCDと標準フィルターを用いて収集された。
• 光曲線のモデリングにWilson-Devinneyコードを適用し、パラメータの不確実性を推定するためにモンテカルロシミュレーションを用いた。
• 観測からの最小時刻を用いてO-C図を作成し、周期の変化と周期的挙動を検出した。
• 距離 modulus 公式を用いてBF Pavまでの距離を計算し、Gaia EDR3のパラメータと比較した。
• 第三天体の解釈として、光時効果を仮定し、i’ = 90°の仮定の下で軌道要素を導出した。
• 第二星の質量を決定するための2通りの独立した手法を用い、一貫性のある結果が得られた。

実験結果

リサーチクエスチョン

• RQ1 新規のBVRI光曲線に基づく、W UMa型連星BF Pavの更新された光度パラメータと軌道要素は何か？
• RQ2 BF Pavの軌道周期に、長期的な周期増加または周期的変動の兆候は見られるか？
• RQ3 O-C図に観測された18.3年周期の振動は、どのような性質のものであり、第三天体によるものと解釈できるか？
• RQ4 導出された質量比、満たし率、および軌道傾きは、BF PavがW型接触連星として分類されるのをどのように支持するか？
• RQ5 BF Pavまでの距離は何か？また、Gaia EDR3の測定値と比較するとどうなるか？

主な発見

• BF Pavの光度質量比は 𝑞 = 1.460 ± 0.014 と特定され、接触連星系としての性質が裏付けられた。
• 満たし率は12.5%であり、ローチューブの過剰な満たし（Roche lobe overflow）を示しており、W型構造と整合的である。
• 系統的周期増加量は0.142 s/世紀であり、継続的な質量移動または角運動量損失を示唆している。
• O-C図に18.3 ± 0.3年周期の振動的傾向が検出され、第三天体による光時効果の影響と解釈される可能性が高い。
• 第三天体が褐色矮星である確率は94.6%であり、90°の軌道傾きを仮定した場合、半長径は8.04 ± 0.33 AUである。
• BF Pavまでの距離は268 ± 18 pcであり、Gaia EDR3の値253.272 ± 0.992 pcと良好に一致している。