УДК 524.38
HBHA 4705-03: НОВАЯ КАТАКЛИЗМИЧЕСКАЯ ПЕРЕМЕННАЯ
© 2013 г. Д. Г. Якин1*, В. Ф. Сулейманов1-2, В. В. Власюк3, О.И.Спиридонова3
'Казанский (Приволжский) федеральный университет
2Институт астрономии и астрофизики, Центр астрофизики и физики частиц им. Кеплера,
Университет г. Тюбингена, Германия
3Специальная астрофизическая обсерватория, пос. Нижний Архыз Поступила в редакцию 06.03.2012 г.
Представлены результаты фотометрических и спектроскопических исследований новой затменной катаклизмической переменной звезды HBHA 4705-03, орбитальный период которой составляет 0.1718 сут. В спектре системы видны эмиссионные линии водорода и гелия. Доплеровские карты, построенные по водородным линиям и линии Hell А 4686, показывают, что основным источником излучения в этих линиях являются области вблизи внутренней точки Лагранжа, в то время как карты, построенные по линиям HeI, говорят о наличии аккреционного диска вокруг первичного компонента. Массы компонентов (MWD = 0.54 ± 0.10 Mq и MrD = 0.45 ± 0.05 Mq) и угол наклона системы (i = = 71.8° ± 0.7°) определены по наблюдаемым данным с помощью известных соотношений для тесных двойных и катаклизмических переменных звезд.
Ключевые слова: двойные звезды, катаклизмические переменные, HBHA 4705-03.
001: 10.7868/80320010813010051
ВВЕДЕНИЕ
В тесных двойных системах на поздних стадиях эволюции, когда первичный, более массивный компонент переходит в стадию белого карлика (БК), а вторичный компонент переполняет свою полость Роша, начинает происходить перенос вещества со вторичного компонента на БК. Так как процесс переноса вещества в конечном итоге обеспечивает переменность излучения и различную вспышечную активность, то данные системы выделили в отдельный тип и назвали катаклизмическими переменными (КП) звездами (Варнер, 1995).
Для различных значений магнитного поля БК перенос вещества может происходить различным образом. Согласно современным представлениям (Варнер, 1995; Хеллиер, 2001), при малых магнитных полях (В < 105 Гс) вокруг БК образуется аккреционный диск, простирающийся до поверхности БК. При магнитном поле В & 105 —107 Гс (промежуточные поляры) магнитное поле БК разрушает аккреционный диск на радиусах, меньших альвеновского радиуса, и внутри данного радиуса аккреция происходит вдоль магнитных силовых линий БК. При сильных магнитных полях БК В > > 107 Гс (поляры) магнитное поле препятствует
Электронный адрес: screplay@mail.ru
образованию диска и вещество с самого начала движется вдоль магнитных силовых линий. Будет ли данная система поляром или промежуточным поляром, зависит не только от величины магнитного поля Б К, но и от темпа аккреции и размера полости Роша БК, т.е. от периода системы и отношения масс компонентов в ней. Понятно, что ко-роткопериодические системы с низким темпом аккреции будут с большей вероятностью оказываться полярами. Поэтому приведенные выше оценки характерных значений магнитных полей тех или иных типов КП надо считать достаточно условными (см., например, работу Жилкина и Бисикало (2010), где процесс аккреции на замагниченные БК исследован численно и показано, что при рассмотренных авторами условиях аккреционный диск не может существовать уже при B > 106 Гс).
Из наблюдательных и теоретических данных следует, что аккреционные диски могут иметь достаточно сложную структуру. Например, в месте взаимодействия струи вещества со вторичного компонента и аккреционного диска образуется горячее пятно (см. классическое исследование наблюдаемых свойств горячего пятна в спокойном состоянии карликовой новой Z Cha, Вуд и др., 1986). Также возможны другие образования на аккреционном диске, например в виде спиральных структур, впервые открытых в IP Peg (Стигс и
др., 1997; Неустроев и др., 2002). Теория образования подобных структур активно развивается, в частности, группой Бисикало (см., например, обзор Фридмана и Бисикало 2008). Согласно результатам такого детального моделирования, область взаимодействия струи и диска представляет собой достаточно сложную структуру, которую далее для простоты мы будем называть просто горячим пятном.
Одним из инструментов для исследования структуры аккреционного диска является метод до-плеровской томографии, который был предложен Маршем и Хорном (1988). Исходными данными являются профили спектральных линий, полученные с высоким спектральным разрешением в течение одного или нескольких полных орбитальных периодов. В основе метода лежит предположение, что наблюдаемой интенсивности в каждой точке профиля эмиссионной линии соответствует своя лучевая скорость. Таким образом, профиль линии в данной орбитальной фазе рассматривается как запись проекции поля скоростей излучающего вещества на луч зрения. При наличии набора таких проекций (профилей спектральной линии) для набора фаз, покрывающих весь или большую часть периода, возможно реконструировать карту распределения интенсивности в пространстве скоростей и изучить пространственное распределение излучающей плазмы в рамках принятой модели движения вещества (например, предполагая, что вещество вращается по кеплеровским орбитам в диске вокруг БК). Любая неоднородность в распределении излучения по диску, неподвижная в системе отсчета, вращающейся вместе с двойной системой, будет отражена на такой томограмме и может быть локализована.
Объект HBHA 4705-03 (другое название
Л2216+4646) (02000 = 22h 16^0?8, ¿2000 = = +46°46.6) был впервые упомянут в каталоге звезд с наличием эмиссии в линии Ha (Когоутек, Вемайер, 1997). На основе фотометрических наблюдений объект HBHA 4705-03 был впервые идентифицирован Коротким и Крячко в 2006 г. как затменная переменная, а также был определен орбитальный период системы Р = 0.1718 сут. Согласно базе данных SIMBAD, HBHA 4705-03 находится на расстоянии 1.5' от рентгеновского источника 1RXS Л221653.0+464804.
Данная работа посвящена детальному исследованию HBHA 4705-03 на основе анализа новых спектрометрических и фотометрических наблюдений. Методом доплеровской томографии исследовано распределение яркости излучения в пространстве скоростей в ряде эмиссионных линий, получены параметры кривой лучевых скоростей и определены параметры системы. Проведено моделирование кривых блеска системы, позволившее
оценить темп аккреции и параметры яркого пятна в месте взаимодействия струи и аккреционного диска.
НАБЛЮДЕНИЯ
Фотометрия
Фотометрические наблюдения HBHA 4705-03 выполнены на 1-м телескопе Цейс-1000 САО РАН. Приемником излучения являлась матрица EEV CCD 42-40 азотного охлаждения размером 2048 х 2048 пикселей. Использовались широкополосные фильтры, реализующие фотометрическую систему Каузинса. Наблюдения проводились 15/16 и 26/27 августа 2006 года в фильтре V и 16/17 августа 2006 года в фильтре B при хороших климатических условиях с размером звездных изображений около d = 1'.'5. Длительность экспозиций во втех сетах наблюдений составила 120 с, а их полная продолжительность — около 11 часов. В результате получено 243 ПЗС-изображения поля HBHA 4705-03 (103 и 65 в полосе V и 75 в полосе B), признанных пригодными для анализа. Заметим, что только наблюдения в ночь 15/16 августа охватывают полный орбитальный период системы.
Все фотометрические данные обработаны с применением пакета MAXIM DL. В качестве объектов сравнения выбирались постоянные звезды близкой яркости и цвета, попадающие в поле ПЗС-матрицы. Изучение остаточных колебаний их блеска показывает, что точность дифференциальной фотометрии HBHA 4705-03 равна Am w 0™03 в обеих использованных полосах. Полученные кривые блеска объекта в шкале гелиоцентрических юлианских дат приведены на рис. 1. Данные кривые блеска были проанализированы с помощью программы EFFECT (В. Горанский, ГАИШ, Москва), что позволило уточнить значение орбитального периода и дало возможность получить эфемериду системы:
HJD = 2453974.491(±0.002) + + 0.171814(±0.000027) х E.
Изучение остаточных изменений яркости HBHA 4705-03 не показывает наличия дополнительных периодов в его кривых блеска.
Спектроскопия
Спектроскопические наблюдения HBHA 470503 выполнены на 6-м телескопе БТА САО РАН с применением редуктора светосилы первичного
14.5 15.0 15.5 16.0 16.5 17.0 17.5 18.0
-1-г
15.08.2006
о
о о о о
о
о
о
о
о
о
о
о о о
о
<9
2453963.50 2453963.55 2453963.60 2453963.65 2453963.70 14.5 15.0 15.5 16.0 16.5 17.0 17.5
1 I 1 I 1 •ШЩп О о -
- 26.08.2006 о -о О О "
- ° о -
о о _ о -
О - о _
о _ о О -
| 1 . 1.1.
18.0
2453974.55 2453974.60 2453974.65 2453974.70 2453974.75 14.5 15.0 15.5 16.0 16.5 17.0 17.5 18.0
2453964.55 2453964.60 2453964.65 2453964.70 2453964.75 Юлианская дата
Рис. 1. Наблюдаемые кривые блеска системы в полосах V и B, полученные 15,26 и 16 августа 2006 года. фокуса SCORPIO (Афанасьев и др., 2004) в ре- дисперсию 0.88 A на пиксель и эффективное
' 1 ' - 16.08.2006 1 ' 1 '
^ -
Г О о ^ь
о с? "
о
- о _
о _
о
- о -
_ о -
о
о -
о
о
1 1 1 О -1 1 1 1
жиме спектроскопии с длинной щелью и EEV 4240 ССЭ-приемника (2048 х 2048 пикселей, каждый размером 13.5 х 13.5 мкм), установленных в
спектральное разрешение (FWHM) ДА = 5.0 A в интервале длин волн 3900—5700 A . Наблюдения
первичном фокусе. В работе применялась гризма проводились в ночи 30/31 августа 2006 года в хо-VРИС1200д (1200 штрихов/мм), реализующая роших климатических условиях с размером звезд-
Таблица 1. Журнал наблюдений HBHA 4705-03
N НЛО 2453000+ V Уг, км/с N НЛО 2454000+ V V, км/с
1 978.4173 0.871 141 31 303.2993 0.760 259
2 978.4210 0.893 274 32 303.3035 0.785 283
3 978.4246 0.914 276 33 303.3075 0.808 313
4 978.4283 0.936 601 34 303.3115 0.832 220
5 978.4320 0.957 923 35 303.3155 0.855 169
6 978.4357 0.979 731 36 303.3195 0.878 128
7 978.4395 0.000 242 37 303.3235 0.901 370
8 978.4432 0.022 -73 38 303.3275 0.924 743
9 978.4469 0.043 -75 39 303.3315 0.948 741
10 978.4506 0.065 -32 40 303.3354 0.971 205
11 978.4543 0.087 54 41 303.3394 0.994 -153
12 978.4582 0.109 10 42 303.3435 0.018 -209
13 978.4619 0.131 -8 43 303.3475 0.041 -161
14 978.4656 0.152 -47 44 303.3515 0.065 16
15 978.4693 0.174 -15 45 3
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.