Tomasz Krzyt - PTMA Oddział w Warszawie.

W odległości około 1,5 stopnia od gromady otwartej h Persei i w odległości 11 minut kątowych na południe od gwiazdy 6-tej wielkości BD +57° 519 leży zmienna wybuchowa - TZ Persei.

Zaliczana jest ona do grupy zmiennych typu Z Camelopardalis dawniej określanych jako nowe karłowate. Tego typu zmienne charakteryzuje z jednej strony duża częstotliwość wybuchów w porównaniu do innych zmiennych wybuchowych, a z drugiej od czasu do czasu występujące okresy niemal stałego blasku (ang. standstill).
W przypadku TZ Persei wybuchy zachodzą średnio co 17 dni (w dosyć szerokim zakresie całkowitym od 4 do 27 dni). Maksymalna amplituda wizualna wybuchów wynosi 3.6 wielkości gwiazdowej (12.0 - 15.6 mag). Typowo zmienna osiąga w maksimum wybuchu jasność 12.5 mag., a to maksimum trwa średnio około 5 dni. Oznacza to, że aby ją dostrzec w maksimum jasności trzeba użyć teleskopu o średnicy lustra co najmniej 15 cm. Po maksimum zaczyna się faza osłabienia blasku, która trwa około 4 dni, natomiast gałąź rosnąca trwa średnio około 3 dni. W sumie czas trwania wybuchu wynosi średnio 11 dni.

Poniższy wykres przedstawia krzywą zmian jasności w trakcie pojedynczego wybuchu w sierpniu 2004 (wg obserwacji autora).

Jak prawie wszystkie tego rodzaju zmienne, TZ Persei jest układem podwójnym gdzie materia z gwiazdy Ciągu Głównego przelewa się poprzez dysk akrecyjny na białego karła. Wykonane obserwacje zmian położenia linii widmowych pozwoliły wyznaczyć okres orbitalny układu. W przypadku TZ Persei okres ten wynosi 6.25 godziny. Mając tenże okres orbitalny można z formuły empirycznej (Warner 1976) wyznaczyć promień gwiazdy Ciągu Głównego, z której pochodzi materia dla dysku (wypełnia ona bowiem całkowicie swoją powierzchnię Roche'a). Tak wyznaczony promień chłodnej gwiazdy wyniósł w tym przypadku 0.68R8. Oznacza to, że chłodniejsza gwiazda Ciągu Głównego należy do czerwonych karłów (prawdopodobnie wczesnego typu M). Przy założeniu że sumaryczna masa układu wynosi około 1.5 M¤, z trzeciego prawa Keplera można wyliczyć odległość między środkami gwiazd. Wynosi ona zaledwie 1 milion kilometrów.

Zarówno czerwone karły jak i białe karły mają bardzo małą jasność absolutną, co powoduje, że układ ten jest widoczny jako bardzo słaba gwiazda, mimo nie tak znowu wielkiej odległości (pomiędzy 300 a 360 parseków ). Mała jasność absolutna powoduje, że układ ten jest dostępny obserwacjom przez niewielkie teleskopy amatorskie właściwie tylko w fazie wybuchu. Trzeba jednak zwrócić uwagę, że krótki interwał między wybuchami powoduje, że jest duża szansa dostrzeżenia jej właśnie w fazie wybuchu. Z terenu Polski zmienna ta jest dostępna obserwacjom przez niemal cały rok. Najlepszym okresem do obserwacji TZ Persei są miesiące jesienne gdy zmienna znajduje się blisko zenitu.

Zamieszczony poniżej wykres przedstawia obserwacje wykonane przez brytyjskich obserwatorów gwiazd zmiennych (BAAVSS).

Szczegółowa mapa okolic zmiennej jest dostępna na stronie AAVSO - www.aavso.org

Literatura:

• Ringwald F.A. 1995, MNRAS, 274, 127
• Szkody P., Mattei J. 1984 PASP, 96, 988