УДК 524.387
АККРЕЦИОННЫЙ ДИСК В КАТАКЛИЗМИЧЕСКОЙ ПЕРЕМЕННОЙ ГС UMa В СПОКОЙНОЙ И АКТИВНОЙ СТАДИЯХ БЛЕСКА
© 2008 г. Т С. Хрузина, Н. А. Катышева, С. Ю. Шугаров
Астрономический институт им. П.К. Штернберга МГУ им. М.В. Ломоносова, Москва, Россия Поступила в редакцию 15.12.2007 г.; принята в печать 18.01.2008 г.
Приведены результаты исследования сверхвспышки затменной двойной системы 1У иМа (тип Би иМа) в 2004 г. и ее неактивного состояния. Уточнен орбитальный период системы, приведены кривые блеска в разных стадиях активности. В рамках моделей "горячая линия" и "спиральные рукава" оценены параметры 1У иМа как во время сверхвспышки, так и в спокойном состоянии. Использование модели "спиральные рукава", учитывающей присутствие вертикальных возмущений во внешних районах диска, позволило как качественно, так и количественно воспроизвести формы и фазы провалов на внезатменной части кривых блеска ТДС во время вспышки.
РАС Б: 97.80.Gm, 97.80.Hn, 97.10.Gz
1. ВВЕДЕНИЕ
В 1998 г. Такамизава [1] обнаружил новую переменную звезду, фотографический блеск которой вырос от 14.9т до 13т за период с 1 по 9 ноября 1997 г. Этой звезде было присвоено предварительное название Тшг У85. Из-за относительно голубого цвета ее отнесли к катаклизмическим переменным (КП). 13 января 2000 г. Шмир [2] обнаружил внезапное повышение блеска звезды в белом свете. Последующий мониторинг объекта [3] в 2000 г. показал все характерные признаки сверхвспышки и наличие глубоких затмений, что позволило отнести объект к затменным карликовым новым типа Би иМа. В Общем каталоге переменных звезд системе было присвоено имя 1У иМа [4]. Это первая тесная двойная система (ТДС), у которой сверхвспышки и затмения были обнаружены одновременно.
В неактивной стадии звезда имеет фотографическую звездную величину 18.4т [5], следовательно амплитуда сверхвспышки составляет не менее 5.4т, а ее длительность — от 12 до 18 дней. Кривая блеска во время вспышки показывает глубокие минимумы и сверхгорбы, орбитальная фаза которых меняется в ходе ее развития. Амплитуда сверхгорбов достигает ~0.5т в промежуточной стадии вспышки, и уменьшается на ее поздних стадиях до ~0.3т. С другой стороны, с затуханием вспышки затмения становятся более глубокими. Типичная глубина затмения составляет ~1.3т в начале вспышки и ~1.8т в ее поздней стадии. Это может означать, что яркость диска в его
внешних районах постепенно ослабевает и (или) диск сам сжимается в период затухания вспышки. Профиль затмения довольно асимметричный, что может свидетельствовать в том числе и о заметной эллиптичности диска. Эфемериды, полученные в работе [3] для момента середины затмения, также как и эфемериды других авторов, представлены в табл. 1.
Для периода сверхгорбов получено значение Psh = 0.07588d ± 0.0000113d, откуда е = (Psh — — Porb)/Porb = 0.027, что согласуется с типичными значениями параметра е в системах типа SU UMa [8].
Группа наблюдателей из "Центра любительской астрофизики" (CBA — Center for Backyard Astrophysics) [6] суммарно провела более 48 ч наблюдений январской сверхвспышки 2000 г. и последующего неактивного состояния блеска. Они представили большое количество затменных кривых блеска системы, продемонстрировав характер изменений кривой блеска со временем и смещение горба
Таблица 1. Эфемериды середины затмения IY UMa
№ п/п 1 2
3
4
Ссылка
[3] [6] [7] [7]
Min(HJD 2450000+) 1561.24546(11) 1570.85376(1) 1570.8536(2) 3715.6269(1)
Porb, сут 0.0739132(18) 0.07390906(7) 0.073908937(5) 0.073922(3)
по орбитальной фазе в результате, по-видимому, прецессии аккреционного диска. В одних орбитальных циклах большой горб, как обычно, виден перед затмением, в других — горб появляется сразу после затмения, иногда он практически исчезает или разбивается на несколько горбов меньшей амплитуды. Эфемериды Паттерсона и др. [6] приведены в табл. 1 под номером 2.
В примечании к указанной работе сказано, что поскольку следующая сверхвспышка началась в декабре 2004 г. (ГО 2453317), а обычная вспышка была 26 мая 2004 г. (ГО 2453152), то по предварительным оценкам время рекуррентности вспышек оценено в 255 и 90 дней для сверхвспышек и обычных вспышек, соответственно.
По данным Ричмонда [9] еще одна сверхвспышка началась 8 апреля 2006 г. Он наблюдал 1У иМа 11, 13 и 16 апреля (ГО 2453837, 2453839 и 2453842). Эта вспышка была замечена примерно через 520 дней после сверхвспышки 2004 г.
Последняя сверхвспышка системы началась в конце января—начале февраля 2007 г. (ГО 2454130), т.е. примерно через 290 дней после вспышки 2006 г.
Первая оценка параметров системы по данным наблюдений вспышки 2004 г. была дана в работе Шугарова и др. [7].
В настоящей работе представлены результаты определения параметров системы 1У иМа как в неактивной стадии блеска, так и во время сверхвспышки в декабре 2004 г., выполненные в рамках моделей "горячая линия" и "спиральные рукава".
2. НАБЛЮДЕНИЯ
Как было отмечено выше, следующая после 2000 г. сверхвспышка началась в декабре 2004 г. (ГО 2453317). Мы выполнили мониторинг 1У иМа в фотометрической полосе V в период вспышки (ГО 2453331—2453344), и в фотометрических полосах V и Я в минимуме блеска (ГО 2453712— 2453718). 1 февраля 2007 г. был проведен один сет наблюдений во время очередной сверхвспышки 1У иМа на обсерватории в г. Татраньская Ломница (Словакия).
Наблюдения сверхвспышки 1У иМа 2004 г. и последующего падения ее блеска проводились на 50-см телескопе АЗТ-5 Крымской лаборатории Государственного астрономического института им. П.К. Штернберга при помощи ПЗС-камеры Рю1ог-416 в фометрической полосе, близкой к полосе V системы Джонсона. В спокойном состоянии звезда наблюдалась 3, 6 и 9 декабря 2005 г. на телескопе ЗТЭ (1.25-м) с ПЗС-камерой АР47р в полосах V, Я системы Джонсона. В качестве звезды сравнения использовалась звезда USNO
Таблица 2. Журнал наблюдений 1У иМа в 2004— 2007 гг.
Дата ЛЭ 2400000+ Система Телескоп Инструмент
21.11.04 53331 V АЗТ-5 Р1ск>г-416
22.11.04 53332 V АЗТ-5 Р1ск>г-416
01.12.04 53341 V АЗТ-5 Р1ск>г-416
03.12.04 53343 V АЗТ-5 Р1ск>г-416
04.12.04 53344 V АЗТ-5 Р1ск>г-416
07.12.04 53347 V АЗТ-5 Р1ск>г-416
03.12.05 53708 V ЗТЭ АР47р
06.12.05 53711 V ЗТЭ АР47р
09.12.05 53714 V, г ЗТЭ АР47р
01.02.07 54133 В, V 50-см БТЮХМЕ
В1.0 1481-0247104, блеск которой в полосах V и Я составляет соответственно V = 13.55 и Я = 14.12. Изображения были исправлены за плоское поле, были учтены темновые токи. Измерения проводились методом аппертурной фотометрии по программе, предоставленной В.П. Горанским. Журнал наблюдений 1У иМа приведен в табл. 2.
На рис. 1 представлены наблюдения 1У иМа во время сверхвспышки 2004 г.
Следует отметить сложное поведение кривых блеска системы в каждую из ночей наблюдений, связанное с суперпозицией затмений и сверхгорба и аналогичное тому, что наблюдали Паттерсон и др. [6]. Особенно замечательной является кривая блеска, полученная 22 ноября 2004 г., на которой сверхгорб является доминирующим и начинается
АУ
I'
I
- '!
$ • 1
1332 1334 1336 1338 1340 13421344 1346 1348 ГО 2452000+
Рис. 1. Развитие сверхвспышки 2004 г. (по данным настоящей работы).
0
1
2
3
C, мин
2000
2005
2007
I
2004
2006
10000 20000 30000 E
наблюдений Ричмонда [9] и наших данных позволило уточнить период с использованием метода О—С. В табл. 3, кроме наших данных, представлены моменты середины затмения, взятые из работ [3, 6, 9]. Видно, что полученный период (представленный под номером 3 в табл. 1).
Min = JD 2451570.8536(2) + + 0.073908937(5)d • E
(1)
хорошо удовлетворяет как моментам минимумов вспышки 2000 г., так и последующим данным
(рис. 2).
0
Рис. 2. Зависимость величины O—C от номера орбитального цикла E для IY UMa.
сразу после главного затмения. Подобное необычное поведение кривой блеска наблюдалось также Клингенбергом [10] в эту же дату и Ричмондом [9] в наблюдениях 2006 г. Исследование столь аномальной кривой блеска будет приведено в другой работе.
VR-наблюдения IY UMa в неактивной стадии блеска было выполнены в период JD 2453712— 2453718 (6—12 декабря 2005 г.). Общее количество полученных наблюдений в полосах R и V составило соответственно 101 и 120 точек. Свертка данных с эфемеридами [3] показала смещение главного минимума на фазы ^0.74 в обеих полосах. Поскольку между моментом минимума в эфемеридах [3, 6] и эпохой наших наблюдений прошло достаточно много времени (^29000 орбитальных циклов), орбитальный период мог измениться в процессе эволюционного развития системы. Для уточнения эфемерид мы выполнили поиск орбитального периода IY UMa независимо по данным в каждой из систем V и R. Для построения спектров мощности использовалась программа В.П. Горанского, основанная на методе Лафлера—Кинмана, любезно предоставленная нам автором. Поиск периода проводился в диапазоне Porb ~ 0.073d—0.075d (т.е. на частотах v = 1/P ~ 13.50—13.55 сут-1 )c шагом 0.002d.
Усреднение по данным в двух полосах дало значение орбитального периода Porb = 0.0739224d на эпоху наших наблюдений (JD 2453712—2453718).
Эти световые элементы IY UMa были приведены в статье Шугарова и др. [7]. Однако попытка увязать моменты всех известных из литературы минимумов показала сильное смещение величины O—C для эфемерид под номерами 1—3 в табл. 1. Использование моментов минимумов из работ Паттерсона и др. [6], Уемуры и др. [3], данных
3. ТЕОРЕТИЧЕСКИЕ МОДЕЛИ, ИСПОЛЬЗОВАННЫЕ ДЛЯ ИНТЕРПРЕТАЦИИ КРИВЫХ БЛЕСКА 1У иМа
При определении параметров ТДС из решения ее кривых блеска используется набор условий (модель), определяющих строение системы. В случае катаклизмической переменной 1У иМа мы выбрали следующую конфигурацию ТДС.
Полагаем, что двойная система образована красным карликом (гё), заполняющим свою полость Роша, и белым карликом окруженным аккреционным диском сложной формы. Учитывается присутствие вблизи поверхности диска горячей линии — области излучения ударной волны, образованной столкновением набегающих потоков в диске и его гало с веществом газового потока, истекающего из красного карлика. Существование такой структуры было доказано трехмерными газодинамическими расчетами
Для дальнейшего прочтения статьи необходимо приобрести полный текст. Статьи высылаются в формате PDF на указанную при оплате почту. Время доставки составляет менее 10 минут. Стоимость одной статьи — 150 рублей.