Wilsonův-Devinneyho program

Akronym: WD

Autoři: Robert E. Wilson (vlevo), Edward J. Devinney (vpravo)

Vznik: 70. léta 20. století

Platforma: Linux

Dostupnost: volně ke stažení z ftp

WWW: bohužel nebyla vytvořena

Ftp: ftp://ftp.astro.ufl.edu/pub/wilson/

Manuál a popis: ebdoc2007.pdf

Nejrozšířenějším a nejvíce používaným programem na analýzu světelných křivek zákrytových dvojhvězd je jednoznačně program Wilsona a Devinneyho (WD). Jeho historie spadá do počátku 70. let minulého století. Program byl od té doby mnohokrát doplňován nejen původními autory, ale i dalšími - například WD83K83 (Stag a Milone, 1993), WD83K93 (Milone a kol., 1992), WD93K93 (Milone a kol., 2004) a LC83KS (Kallrath a Linnell, 1987) a LC93KS (Kallrath a kol., 1998). Nicméně hlavním tvůrcem a motorem dalšího vývoje je Wilson (Wilson & Devinney, 1971; Wilson, 1979, 1990, 1993 a Van Hamme & Wilson, 2003). Počátkem roku 2008 je k dispozici verze z prosince 2007.

WD je vlastně balíček programů sestávající ze dvou hlavních částí:

program LC - pro generování světelné křivky a křivky radiálních rychlostí, profilů spektrálních čar a obrázků,

program diferenciálních korekcí DC, který upravuje parametry světelné křivky a křivky radiálních rychlostí podle kritéria nejmenších čtverců.

Kromě těchto dvou zásadní částí je WD tvořen ještě několika desítkami menších doplňkových procedur a programů. První zásadní revize v roce 1982 přinesla excentrické trajektorie, asynchronní rotaci složek, několik druhů vynucených řešení, výpočet křivky radiálních rychlostí se započtením efektů vzdálenosti a zákrytu, simultánní řešení světelné křivky a křivky radiálních rychlostí a jednoduché řešení skvrn. Většina z těchto vylepšení je popsána ve Wilson (1979). Vylepšení verze z roku 1992 spočívá v lepším zpracování efektu odrazu, nelineárním (logaritmickém) okrajovém ztemnění, nastavení parametrů skvrn, možnosti pohybu skvrny, možnosti dalšího vývoje světelné křivky a také větší výpočetní rychlosti. Třetí revize v roce 1998 zahrnovala polopropustný okolohvězdný oblak, možnost jednoduchého výpočtu profilu spektrálních čar pro rychle rotující hvězdy, zahrnutí Marquardtova l faktoru pro řešení diferenciálních korekcí, zlepšené možnosti pro obrázky, možnost volby pracovat na vstupu s časy nebo fázemi, přídavné parametry řešení, dvojnásobnou přesnost a řadu dalších vylepšení. Čtvrtá revize v roce 2003 se nesla především ve znamení přechodu od jedné efektivní vlnové délky charakterizující danou spektrální oblast k vlnové délce založené na integraci přes celou šířku daného spektrálního oboru zvoleného standardního fotometrického systému. Vyzařovací funkce (v závislosti na efektivní teplotě, log g a chemickém složení) je nově uplatňována místně. A bylo zde i několik změn pro přesahující systémy.

Schématický náčrt Rocheových ploch u dvojhvězdy. Veličiny v obrázku bývají označovány takto:
a_s = r_2,back, b_s = r_2,side, c_s = r_2,pole, d_s = r_2,point, a_g = r_1,back , b_g = r_1,side, c_g = r_1,pole, d_g = r_1,point. Index s znamená malý z angl. small, zatímco g označuje větší (z angl. giant) složku. Ne vždy je ale index g synonymem pro primární složku.







V současnosti používaná verze má několik operačních módů, které určují jistá omezení uplatňovaná při řešení:

• mód -1 - pro rentgenovské dvojhvězdy;
• mód 0 - model bez omezení - především to znamená, že není vyžadováno, aby poměr svítivostí byl konzistentní s povrchovými teplotami. Jinak řečeno program použije svítivosti L₁ a L₂ bez toho, aby přepočítal L₂ podle povrchových teplot. Hvězda také může být větší než Rocheovský lalok;
• mód 1 - pro přesahující dvojhvězdy jako W UMa. Uplatňuje se 7 omezení (například hvězdy mají shodné povrchové potenciály, gravitační zjasnění, bolometrické albedo);
• mód 2 - pro oddělené dvojhvězdy - jediné omezení spočívá ve svítivosti sekundární složky L₂, která je spojena s danou teplota a spočtena dle zvoleného varianty pro popis vyzařování (černé těleso nebo model atmosféry);
• mód 3 - pro přesahující dvojhvězdy, které jsou v geometrickém ale nikoli teplotním kontaktu. To znamená, že na rozdíl od módu 1 je uvolněno 5 parametrů spojených s vyzařováním sekundární složky (teplota T₂, bolometrické albedo A₂, gravitační zjasnění g₂, koeficienty okrajového ztemnění x₂, y₂);
• mód 4 - pro polodotykové dvojhvězdy, kde primární složka vyplňuje Rocheův lalok. Uplatňují se omezení pro potenciál Omega₁ a svítivost L₂;
• mód 5 - pro polodotykové dvojhvězdy, kde sekundární složka vyplňuje Rocheův lalok, tedy typické algolidy. Uplatňují se obdobná omezení jako u módu 4;
• mód 6 - pro soustavy s dvojím kontaktem (double contact binary) - složky vyplňují svoje Rocheovské laloky, ale nedotýkají se. Jsou uplatněna omezení z módu 4 i 5.

Přestože je WD velmi komplexním nástrojem pro studium dvojhvězd, lze mu podle různých autorů vyčíst zejména tyto nedostatky:

• fyzikální porozumění je blokováno tím, že jsou zapotřebí konstanty;
• kvůli statickým proměnným je omezen počet pozorování;
• všechny informace o efektivních barvách dvojhvězdy jsou "zahozeny";
• implementace Kuruczova modelu atmosféry neumožňuje další rozšíření;
• koeficienty okrajového ztemnění nemají fyzikální souvislost;
• je zcela zanedbán vliv mezihvězdné extinkce;
• pozorovaná spektra jsou využita jen k získání radiálních rychlostí, nic více;
• chybí numerické algoritmy pro spolehlivé nalezení počátečního bodu;
• chybí podpora pro iterativní hledání řešení;
• nejsou využity heuristické metody dostupné k provádění statistických testů;
• chybí řádný nástroj pro degeneraci a vyšetřování minima parametrického prostoru.

Program je dále vylepšován a na odstranění řady uváděných nedostatků se pracuje. Z hlediska uživatele je však možné k nedostatkům přičíst ještě neexistující grafické uživatelské rozhraní. Tento nedostatek řeší v prostředí Linux program PHOEBE, které přidává další možnosti a funkce. Základní rozšíření o uživatelské rozhraní v prostředí Windows představuje interface Boba Nelsona WDWint54e.



Literatura:
Stag, C. R., Milone, E. F., 1993, Improvements to the Wilson--Devinney Code on Computer Platforms at the University of Calgary, v Light Curve Modeling of Eclipsing Binary Stars, Springer-Verlag Berlin Heidelberg New York, ed. E. F. Milone, str. 75
Milone, E. F., Stagg, C. R., Kallrath, J., 1992, The Eclipsing Binaries in NGC5466 and Implications for Close Binary Evolution, Evolutionary Processes in Interacting Binary Stars. Proceedings of the 151st. Symposium IAU, Cordoba, Argentina, August 5-9, 1991, ed. Y. Kondo, R. F. Sistero, R. S. Polidan, Publisher, Kluwer Acad. Publ., Dordrecht, Boston, USA, str. 483
Milone, E. F., Kallrath, J., Stagg, C. R., Williams, M. D., 2004, The Environment and Evolution of Double and Multiple Stars, Proceedings of IAU Colloquium 191, 3-7 Feb., 2002, Merida, Yucatan, Mexico, ed. Ch. Allen, C. Scarfe. Revista Mexicana de Astron. y Astrof. (Serie de Conferencias) \textbf{21}, str. 109-115
Kallrath, J., Linnell, A. P., 1987, ApJ 313, 346
Kallrath, J., Milone, E. F., Terrell, D., Young, A. T., 1998, ApJ 508, 308
Wilson, R.E., 1979, ApJ 234, 1054
Wilson R.E., 1990, ApJ 356, 613
Wilson, R.E., 1993, Computation Methods and Organization for Close Binary Observables, New frontiers in binary star research: colloquium, Seoul and Taejon, Korea, November 5-13, 1990, ed. K.-Ch. Leung a I.-S. Nha, San Francisco, Calif. Astron. Soc. of Pacif., str. 91
Wilson R.E., Devinney E.J. 1971, ApJ 166, 605
Van Hamme, W., Wilson, R. E., 2003, Stellar atmospheres in eclipsing binary models, GAIA Spectroscopy: Science and Technology, ASP Conference Proceedings 298, held 9-12 September 2002 at La Residenza del Sole Congress Center, Gressoney St. Jean, Aosta, Itálie, ed. U. Munari, str. 323

Další literatura:
Wilson R.E., 1994, PASP 106, 921
Wilson R.E., 2008, ApJ 672, 575
Wilson R.E., Biermann P. 1976, A&A 48, 349

zpět na přehled metod