УДК 524.387
ФОТОМЕТРИЧЕСКОЕ ПОВЕДЕНИЕ КАТАКЛИЗМИЧЕСКОЙ ПЕРЕМЕННОЙ SDSS J150240.98+333423.9/NZ Boo В НЕАКТИВНОЙ СТАДИИ
© 2015 г. Т. С. Хрузина*, И. Б. Волошина
Московский государственный университет им. М.В. Ломоносова, Государственный астрономический институт им. П.К. Штернберга, Москва, Россия Поступила в редакцию 23.09.2014 г.; принята в печать 19.12.2014 г.
Представлены результаты анализа фотометрических кривых блеска в фильтре V затменной ка-таклизмической переменной SDSS J150240.98+333423.9/NZ Boo, полученных с помощью CCD-фотометра в апреле—июне 2012 г. на 60-см телескопе Крымской станции ГАИШ МГУ (всего более 750 изображений системы). Первое наблюдение выполнено через ^350—370 орбитальных циклов после начала апрельской вспышки 2012 г., все наблюдения соответствуют спокойному состоянию системы. Величина орбитального периода, P = 0.0589106(4)d за более чем 37200 орбитальных циклов со времени последних наблюдений системы изменилась не более, чем на APorb/Porb ~ 2 х 10~5. Кривые блеска SDSS J150240.98+333423.9, свернутые с орбитальным периодом, показывают изменение глубины затмения до ~1m, изменение уровня блеска системы вне затмения до ~0.3m и изменение потока в районе орбитального горба также до ~0.3m. Параметры системы — ее аккреционного диска, горячей линии, горячего пятна и других компонент — определены в рамках "комбинированной" модели катаклизмической переменной, в которой наряду с горячей линией принимается во внимание излучение горячего пятна на подветренной стороне газового потока. Анализ изменений полученных параметров диска — его радиуса Rd, показателя ag, температуры в пограничном слое Tin — свидетельствует об их изменении в период между вспышками: сразу после окончания вспышки (1 — 140 орбитальных циклов) радиус диска и температура в его внутренних районах уменьшаются, а распределение температуры вдоль радиуса приближается к стационарному; через ~600Porb наблюдается противоположная картина.
DOI: 10.7868/S0004629915050047
1. ВВЕДЕНИЕ
Звезды типа SU UMa являются одним из подклассов карликовых новых. Помимо частых обычных или нормальных вспышек, у них также наблюдаются вспышки, большие по амплитуде и продолжительности, чем нормальные — так называемые "супервспышки". Во время "супервспышек" на кривых блеска карликовых новых появляются "сверхгорбы", представляющие собой увеличение блеска системы на ограниченной части орбитальной кривой, повторяющиеся с периодом Psh, который на несколько процентов длиннее орбитального периода системы Porb. Амплитуда сверхгорбов составляет ~0.3т. Орбитальные периоды звезд типа SU UMa лежат в диапазоне от 80 до 180 мин. Внутри этого подкласса также существует дальнейшее деление на группы: это звезды типа WZ Sge с короткими периодами сверхгорбов, малыми амплитудами сверхгорбов (~0.07т) и очень
E-mail: kts@sai.msu.ru
длинным интервалом времени между вспышками (~10 лет), и звезды типа БН иМа, у которых интервал между сверхвспышками более короткий, а нормальные вспышки происходят каждые 4 дня.
Феномен сверхгорбов, наблюдающихся на кривой блеска, является типичным свойством звезд типа Би иМа, однако системы показывают и некоторые различия, а именно: у одних переменных этого типа наблюдаются оба вида вспышек, а у других — только сверхвспышки; форма сверхгорбов также сильно различается в зависимости не только от фазы вспышки, но и от системы к системе. Из многочисленных наблюдений подобных систем было установлено [1] следующее. Во-первых, период сверхгорбов может меняться на протяжении вспышки. Во-вторых, в эволюции периодов сверхгорбов наблюдается три стадии: это ранняя стадия эволюции, характеризующаяся более длинным периодом сверхгорбов (стадия А), промежуточная или средняя стадия с систематически меняющимся периодом сверхгорбов (стадия В) и последняя
стадия, для которой характерны более короткие и стабильные периоды сверхгорбов (стадия C). Эти стадии наиболее хорошо прослеживаются у систем типа WZ Sge.
Целью настоящей работы является получение качественных фотометрических наблюдений системы SDSS J150240.98+333423.9, относящейся к типу SU UMa, построение детальных кривых блеска системы для различных стадий, изучение переменности в спокойном состоянии, т.е. в период между вспышками, выяснение природы этой переменности, определение основных параметров системы в рамках модели катаклизмической переменной в неактивной стадии и сравнения теоретических синтезированных кривых блеска с наблюдаемыми.
В разделе 2 мы приводим краткое описание исследуемой системы и результаты уже проведенных ранее другими авторами наблюдений, в разделе 3 — полученный нами наблюдательный материал; в разделе 4 — орбитальные эфемериды, используемые для вычисления фаз наших наблюдений; в разделе 5 описаны кривые блеска SDSS J150240.98+333423.9, построенные по новым фотометрическим V-наблюдениям и вычисленным фазам. В 6-м разделе подробно описана модель тесной двойной системы (ТДС), которую мы используем для решения обратной задачи определения параметров ТДС, а в следующем, 7-м разделе приводим результаты, полученные из этого моделирования. В 8-м разделе мы обсуждаем результаты работы, а в 9-м — суммируем основные выводы, полученные в данной работе.
2. КРАТКИЕ СВЕДЕНИЯ О СИСТЕМЕ
Система SDSS J150240.98+333423.9/NZ Boo (в дальнейшем — J1502) была идентифицирована как новая катаклизмическая переменная в ходе осуществления проекта Sloan Digital Sky Survey (SDSS) на 5-м году исследований [2]. Кривая блеска системы свидетельствовала о высоком наклонении орбиты. Об этом говорили как глубокие затмения до 2.5m, повторяющиеся с периодом 84.24 мин, так и спектральные наблюдения, показывающие типичные для высоко наклоненных систем сильные изменения за орбитальный цикл красных и голубых компонент спектральных линий. На кривой блеска наблюдалось плато перед входом в затмение, что свидетельствовало об отсутствии мощного горячего пятна, возникающего в области пересечения газового потока с диском.
После обнаружения у системы J1502 сверхвспышек [3] в июле 2009 г. с длительностью порядка 16 дней и амплитудами вспышки не менее 3.9m, а также супергорбов на кривой блеска с полными
амплитудами до 0.35m вблизи максимума вспышки, система была заподозрена в принадлежности к подтипу карликовых новых SU UMa. Средний период сверхгорбов, определенный для первых 4-х дней вспышки, составил Psh = 0.06028d(19), а за время вспышки он увеличивался со скоростью Psh = (2.8 ± 1.0) х 10"4. Избыток периода сверхгорба е = 0.023(3). Длительности затмения на середине интенсивности уменьшались от максимального значения 10.5 мин в максимуме вспышки до 3.5 мин к ее концу. Глубина затмения росла от значения <~0.9m до 2.1m за этот же период. В неактивном состоянии длительность затмения не превышала 2.7 мин, а глубина затмения — 2.8m.
Во время наблюдений в рамках проекта SDSS [2] были получены следующие звездные величины J1502: u = 17.86m, g = 17.57m, r = 17.68m (эффективные длины волн АЛ 3551, 4686 и 6166 A, соответственно). Блеск системы за время наблюдений менялся в диапазоне от 13.7m до 19.6m.
Из анализа моментов затмений 1 — 10 марта 2006 г. [4] были определены эфемериды системы J1502
Min. phot. = BHJD 2453799.140607(3) + (1) + 0.05890961(5)^,
а добавление к приведенным выше данным моментов затмений, полученным во время сверхвспышки 2009 г. [3], дало следующие орбитальные эфемериды:
Min. phot. = HJD 2453849.94908135(2) + (2) + 0.05890946(5)^.
Наблюдения, проведенные с высоким временны м разрешением [4, 5] в неактивном состоянии системы позволили определить основные параметры J1502 методом, описанным в работе [6] и основанным на следующих положениях. Вторичная компонента (звезда-донор) полностью заполняет свою полость Роша (р = 1); ширина затмения белого карлика зависит только от наклона орбиты i и отношения масс q = Mwd/Mred; газовый поток следует по баллистической траектории от вторичной компоненты, положение горячего пятна зависит только от q и радиуса внешнего диска Rd. Зная моменты входа и выхода из затмения горячего пятна и ширину затмения белого карлика, можно получить три зависимости, совместное решение которых и позволяет определить параметры q, i и Rd. Масса первичной компоненты вычисляется через его радиус в предположении справедливости эмпирической зависимости между массой и радиусом белого карлика для соответствующей ему эффективной температуры [6]. Сам радиус белого карлика определяется по продолжительности входа и выхода звезды из затмения. Из измерения
Таблица 1. Параметры Л502 согласно [4, 5]
Параметр Значение Параметр Значение
РогЬ, МИН 84.82984 ± 0.00007 ао, Д0 0.5844 ±0.0013
г, град 88.35 ±0.17 Кш, км/с 50.4 ±0.4
д = Мш/МгЫ 9.078 ±0.145 КгеЛ, км/с 456.5 ±0.8
МшЛ, М0 0.709 ±0.004 Ка, ао 0.280 ±0.004
мге<1, Мо 0.0781 ±0.0008 Т-ш(1, К 11800 ± 1200
Р-ша, Д© 0.01145 ±0.00005 Тгеа,К 2260 ± 300
Игюс1, а о 0.0196 ±0.0002 С1, ПК 175 ± 11
Р-геЛ, Но 0.1241 ±0.0003 Мгеа, Мо/год 10.4 ±0.2
Примечание. а0 — расстояние между центрами масс компонент системы, Ктл, Кгел — амплитуды кривых лучевых скоростей белого карлика и вторичной компоненты, соответственно, й — расстояние до системы.
Таблица 2.Журнал наблюдений системы Л 502 в 2012 г.
I Щз) 2) Дата 2012 г. Т\,Т<2,Ю 2456000+ Ч>\/Ч>2 Тп, Ю 2456000+ N ^гпах ^1П
1 0 37200.933 23.04 41.29059-41.57370 0.52/5.33 41.4359625 180 17.183 20.455
2 86 37287.934 28.04 46.39602-46.57318 0.18/3.19 46.5611288 111 17.256 20.835
3 103 37302.935 29.04 47.44047-47.57221 0.91/3.15 47.4448449 85 17.340 20.076
4 137 37337.941 01.05 49.43847-49.57198 0.82/3.09 49.5070208 78 17.253 20.709
5 662 37862.958 01.06 80.29979-80.54155 0.68/4.78 80.4354891 157 17.204 20.383
6 677 37877.949 02.06 81.30325-81.52340 0.72/4.46 81.3186162 145 16.984 19.717
Примечание. I — порядковый номер сета и средней за ночь кривой блеска; N(3 — номера циклов согласно (3); (р(2) — фазы минимумов согласно (2); Т!, Т2 — моменты начала и конца наблюдений; — начальные и конечные фазы наблюдений
согласно (3); Тп — уточненный момент наблюдаемого минимума; N — количество ПЗС-изображений, полученных в данную но
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.