Astronomía en el dominio del tiempo y binaria eclipsante más rápida ZTF J1539+5027 (+20 mag, 6,91 minutos): ¿Cómo medir su brillo mínimo?

Según ZTF J153932.16+502738.8 de Wikipedia

ZTF J153932.16+502738.8 es una enana blanca binaria doble con un período orbital de solo 6,91 minutos. [...] La curva de luz muestra eclipses. Una caída en la curva de luz es del 15 % y la otra está cerca del 100 %.

A continuación se muestra una curva de luz trazada en una escala lineal en la Fig. 1a de Burdge et al, (2019) General Relativistic Orbital Decay in a 7 Minute Orbital Period Eclipsing Binary System . La caída en la fase 0 es profunda.

Una escala de magnitud logarítmica podría tender a mostrar cuán profundo es, pero tener en cuenta que el mínimo es más tenue que +21.5 mag y probablemente dura solo una pequeña fracción del período orbital (es decir, unos pocos segundos) hace que una buena medición del mínimo sea todo un desafío.

Me parece que esta podría ser una situación en la que un tubo fotomultiplicador y el conteo de fotones podrían ser competitivos con la fotometría basada en imágenes CCD y esquemas de lectura inteligentes.

Preguntas:

  1. ¿Cuáles son los desafíos técnicos para medir el brillo mínimo de este par eclipsante?
  2. Si pudiera medirse, ¿sería tal resultado particularmente útil en este caso?

Figura 1: Curva de luz de ZTF J1539+5027 de Burdge et al, (2019)

Figura 1: Curva de luz de ZTF J1539+5027 a) La curva de luz de CHIMERA g ' de ZTF J1539+5027, plegada en fase en el período orbital de 6,91 minutos. En la fase 0, la curva de luz muestra un eclipse primario profundo, lo que indica que la estrella primaria caliente produce la mayor parte de la luz observada. Fuera del eclipse, hay una modulación casi sinusoidal porque la estrella primaria irradia intensamente un lado de su compañera. En las fases ±0,5, el eclipse secundario ocurre cuando el primario caliente transita por la cara irradiada de su compañero. b) La curva de luz de banda g ZTF plegada en fase del objeto. Pudimos descubrir el objeto debido a su comportamiento periódico. c) Una curva de luz g ' agrupada obtenida con KPED, plegada en fase en el período orbital. Las barras de error son intervalos de 1σ.

¡Qué gran pregunta! ¿Cómo podemos observar una estrella muerta (es decir, que no emite)? Una de las formas en que podríamos observar una estrella de este tipo es con respecto a su contraparte bloqueadora y emisora ​​en un sistema binario. A una frecuencia orbital tan alta, ¿podríamos esperar una precesión orbital relativista similar a la del planeta Mercurio para que veamos diferentes cantidades de ocultación del primario emisor? No soy un experto en esta área, pero tengo bastante curiosidad por ver lo que publica nuestra comunidad.
@ConnorGarcia, ¿el compañero de atenuación está realmente "muerto (es decir, sin emisiones)"? Si es así, entonces "No puedes" sería la respuesta, pero primero hay que confirmar que no emite, lo cual es difícil.
¿De dónde viene el -21.5 mag?
Media del globo ocular @ProfRob de la Fig. 1b "Magnitud aparente". Lo puse allí para dar algunos avisos de que la magnitud límite podría ser un problema, en lugar de ser un valor preciso. actualización: Oh, es +21.5 en el título pero -21.5 en el cuerpo, eso está arreglado ahora, ¡gracias!

Respuestas (1)

A menos que haya hecho mal mis cálculos, el período del eclipse total es de unos 18 segundos.

La cámara CHIMERA en Mt Palomar, el instrumento que siguió al descubrimiento de este sistema, puede tomar exposiciones de hasta 8 1k completo × 1k fotogramas/segundo y considerablemente más alto si se coloca una ventana en un objeto. No hay necesidad de un equipo de conteo de fotones para una fuente que varía tan lentamente . De hecho, las observaciones de CHIMERA utilizaron exposiciones de 3 segundos.

Sospecho que el problema en la resolución de tiempo es cuán débil es el objeto. Así que pasar a la tecnología de fotomultiplicadores, que supondría un éxito en términos de eficiencia, no va a ayudar aquí. El primario caliente tiene gramo = 20.38 ± 0.05 . Dadas las proporciones de radios y temperaturas en el documento de descubrimiento: R 1 / R 2 = 0.5 y T 1 / T 2 > 4.9 - entonces solo una escala bolométrica simple sugiere que el flujo del secundario es > 144 veces más pequeño (o 5.4 mag).

Es bastante desafiante acumular mucho en el camino de la señal a ruido en una magnitud ∼ 26 objeto en ∼ 10 segundos, incluso en los telescopios más grandes de la Tierra. Probablemente la mejor apuesta sería usar una cámara CCD estándar en, digamos, el telescopio Gemini-N (o Subaru) y simplemente tomar una exposición de diez segundos exactamente en el tiempo previsto del mínimo y luego exposiciones a ambos lados (para confirmar que estaba en el ¡lugar correcto!). Esto se puede repetir cada 6,91 minutos durante toda la noche si es necesario.

Aunque no parece esperanzador. Usé la calculadora de tiempo de integración Gemini-N con un gramo = 26 fuente de tipo espectral ∼ A0V (está bien para una enana blanca) observado en los cielos más oscuros. Tomaría 215 × 10 s exposiciones para obtener una relación señal-ruido de 5, y el ruido está dominado por el fondo del cielo en esa magnitud. Así que básicamente inviable.

Sería interesante determinar la temperatura efectiva del lado no calentado de la secundaria porque podría brindarle restricciones sobre su luminosidad intrínseca, su edad de enfriamiento y, por lo tanto, sobre el camino evolutivo que condujo a la formación de enanas blancas de helio secundarias menos masivas, pero más grandes. antes de la enana blanca C/O primaria más caliente.

¡Gracias por la completa respuesta! Sí, ya veo, mientras que la corriente oscura de un PMT de cátodo enfriado en un área pequeña puede ser bastante baja, la eficiencia cuántica de incluso un PMT correctamente elegido será mucho menor que la de un CCD moderno. Suena como la respuesta a ¿ Siguen los astrónomos usando tubos fotomultiplicadores para la fotometría óptica? será algo como "no si pueden evitarlo"?
Los tubos PM todavía se usan para cosas que varían rápidamente. @UH oh
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