научная статья по теме ИССЛЕДОВАНИЕ НОВОЙ КАТАКЛИЗМИЧЕСКОЙ ПЕРЕМЕННОЙ 1RXS J180834.7 101041 Астрономия

Текст научной статьи на тему «ИССЛЕДОВАНИЕ НОВОЙ КАТАКЛИЗМИЧЕСКОЙ ПЕРЕМЕННОЙ 1RXS J180834.7 101041»

УДК 524.38

ИССЛЕДОВАНИЕ НОВОЙ КАТАКЛИЗМИЧЕСКОЙ ПЕРЕМЕННОЙ

1RXS J180834.7+101041

© 2011 г. Д. Г. Якин1*, В. Ф. Сулейманов1-2, Н. В. Борисов3, В. В. Шиманский1, И. Ф. Бикмаев1'4

1 Казанский (Приволжский) федеральный университет

2Институт астрономии и астрофизики, Центр астрофизики и физики частиц им. Кеплера, Университет г. Тюбингена, Тюбинген, Германия

3Специальная астрофизическая обсерватория, пос. Нижний Архыз 4Академия наук РТ, Казань Поступила в редакцию 5.06.2011

Представлены результаты фотометрических и спектроскопических исследований новой затменной ка-таклизмической переменной звезды 1RXS J180834.7+101041. В спектре системы видны двухпиковые эмиссионные линии водорода и гелия. Доплеровские карты, построенные по водородным линиям, показывают неоднородное распределение эмиссионного излучения в диске, близкое к наблюдаемому в IP Peg. Это позволяет предположить, что объект может быть катаклизмической переменной с приливными волнами плотности в диске. Массы компонент (MWD = 0.8 ± 0.22MQ и MrD = 0.14 ± 0.02MQ) и наклон системы (i = 78° ± 1?5) определены на основе известных соотношений параметров для катаклизмических переменных звезд. Проведено моделирование кривых блеска системы и показано, что модель диска с двумя пятнами способна объяснить основные наблюдаемые особенности кривых блеска.

Ключевые слова: катаклизмические переменные, затменные звезды, 1RXS J180834.7+101041.

ВВЕДЕНИЕ

По современным представлениям, катаклизмические переменные (КП) являются тесными двойными системами на поздней стадии эволюции (Варнер, 1995). Как правило, КП состоят из более массивного белого карлика (БК) (первичная компонента) и менее массивного красного карлика (вторичная компонента). Вторичная компонента переполняет свою полость Роша, что приводит к переносу вещества на первичную компоненту.

Поскольку аккрецируемое на БК вещество имеет значительный угловой момент, оно не падает непосредственно на него, а образует вокруг БК аккреционный диск (при малых магнитных полях БК В < 105). При магнитном поле порядка В & & 106—107 (промежуточные поляры) магнитное поле БК разрушает аккреционный диск на радиусах, меньших альвеновского радиуса. Далее аккреция происходит вдоль магнитных силовых линий БК. При сильных магнитных полях БК В & 108 (поляры) магнитное поле препятствует образованию диска, и вещество с самого начала движется вдоль

Электронный адрес: screplay@mail.ru

магнитных силовых линий. Будет ли данная система поляром или промежуточным поляром, зависит не только от величины магнитного поля БК, но и от темпа аккреции и размера полости Роша БК, т.е. от периода системы и отношения масс компонент в ней. Понятно, что короткопериодические системы с низким темпом аккреции будут с большей вероятностью оказываться полярами.

Вторичные компоненты долгопериодических КП часто имеют радиусы, заметно превышающие радиусы одиночных звезд главной последовательности с такой же массой (Паттерсон и др., 2005). Видимо, это является следствием дополнительного разогрева вторичной компоненты на стадии общей оболочки (Шрайбер, Гэнзике, 2003; Шиманский и др., 2009). Но за время достаточно долгой безаккреционнной стадии эволюции в промежутке периодов 2—3 часа вторичные компоненты успевают срелаксировать, и их радиусы становятся близки к радиусам одиночных звезд главной последовательности. Это позволяет использовать хорошо известную теоретическую зависимость массы от радиуса звезды, что в свою очередь дает возможность однозначно связать массу вторичного компонента и период системы (Ховелл и др., 2001).

Полученные из наблюдений зависимости "масса красного карлика—орбитальный период" (Мкк — — Р0гь) подтверждают теоретические результаты (Паттерсон и др., 2005; Книгге, 2006).

По современным представлениям аккреционный диск имеет достаточно сложную структуру. В месте взаимодействия струи аккрецируемого вещества и аккреционного диска образуется горячее пятно (см. классическое исследование наблюдаемых свойств горячего пятна в спокойном состоянии карликовой новой Z Cha, Вуд и др., 1986). Проще всего предположить, что горячее пятно является веществом, разогретым ударной волной при столкновении струи и диска. Однако существуют численные газодинамические расчеты, в которых показано, что струя и аккреционный диск представляют собой морфологически единое образование и их взаимодействие носит безударный характер (см., например, обзор Фридмана, Бисикало, 2008). В расчетах этой группы протяженная ударная волна возникает вдоль "тыльной" (относительно направления орбитального движения) стороны струи, где с ней сталкивается вещество аккреционного диска (так называемая "горячая линия").

Другим фактором, вызывающим нарушение аксиальной симметрии аккреционного диска, является приливное взаимодействие вторичной компоненты, которое может при определенных условиях привести к появлению спиральных волн плотности в диске (Боффин, 2001), которые впервые были обнаружены в IP Peg из наблюдений (Стигс и др., 1997; Стигс, 2001; Пападаки, 2008). В расчетах уже упомянутой группы (Фридман, Бисикало, 2008) показано, что приливное воздействие вторичной компоненты может приводить к возникновению спиральной волны плотности, состоящей из одного рукава во внешней и частично внутренней части диска (для горячего аккреционного диска) или двух рукавов во внешней части диска (для холодного диска). Для холодных аккреционных дисков гидродинамическое моделирование предсказывает образование во внутренних частях диска прецессионной волны плотности, почти неподвижной относительно удаленного наблюдателя. Для горячих аккреционных дисков при даже небольшом изменении темпа массообмена в системе моделирование предсказывает (Бисикало и др., 2001) образование во внутренних частях диска однорукав-ной волны плотности, обращающейся вокруг БК примерно в 5 раз быстрее вторичной компоненты, что приводит к переменности излучения с периодом ~0.2porb.

Таким образом, и наблюдения, и газодинамические расчеты говорят о сложной структуре аккреционных дисков, для лучшего понимания которой необходимы их дальнейшие исследования в КП. Наилучшим инструментом для таких исследований

является метод доплеровской томографии, предложенный Маршем и Хорном (1988). Исходным материалом служат одномерные профили эмиссионных линий, полученные с высоким спектральным разрешением в течение одного или нескольких полных орбитальных периодов. Используя эти профили и зная основные параметры системы, можно реконструировать доплеровскую томограмму, которая представляет собой карту распределения интенсивности излучения данной эмиссионной линии в пространстве скоростей I(Ух, У у). 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, соответствующий данной орбитальной фазе. Имея набор таких проекций (профилей спектральной линии) для набора фаз, покрывающих весь период, 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 белого карлика). Любая неоднородность в распределении излучения по диску будет отражена на такой томограмме.

Объект 1РХБ Л180834.7+101041 = иБЫО-В1 1001-0317189 (02000 = 18ь08т35?8, ¿2000 = = +10°10'30/2) - сокращенно 1РХБ Л1808, впервые обнаружен орбитальной рентгеновской обсерваторией РОБАТ как рентгеновский источник, и затем идентифицирован как затменная тесная двойная система с аккрецирующим белым карликом (катаклизмическая переменная) с яркостью 16т—17т (Денисенко и др., 2008). Денисенко и др. (2008) определили период обращения двойной (^огЬ = 0^070037(1)) и обнаружили переменность излучения с амплитудой ~1т на временах нескольких недель, что дало основания классифицировать систему как поляр. Но в спектре системы (Бик-маев, Сахибуллин, 2008) была обнаружена двух-пиковая структура эмиссионных линий водорода и гелия, что говорит о наличии аккреционного диска вокруг белого карлика и противоречит природе поляров.

Данная работа посвящена детальному исследованию 1РХБ Л1808 на основе анализа новых спектрометрических и фотометрических наблюдений. Методом доплеровской томографии исследовано распределение яркости по аккреционному диску в ряде эмиссионных линий, получены параметры кривой лучевых скоростей и определены параметры системы. Проведено моделирование кривых

19

20

21

22

24 19

UT, часы

20

21

22

23

Рис. 1. Наблюдаемые кривые блеска в R и V полосах.

блеска системы, позволившее уточнить параметры ярких пятен на аккреционном диске.

НАБЛЮДЕНИЯ

Фотометрические наблюдения 1RXS Л808 выполнялись на 1.5-м российско-турецком телескопе RTT-150 в Национальной Обсерватории TUBITAK (Турция). Была использована термоэлектрически охлаждаемая ПЗС-матрица фирмы ANDOR (модель DW436, 2048 х 2048 пикселей и размером пикселя 13.5 х 13.5 мкм) при температуре —60°^ установленная в кассегренов-ском фокусе телескопа. Наблюдения проводились 1/2 августа 2008 г. в фильтре Я с временем экспозиции 10 с и 12/13, 19/20, 20/21 августа 2008 г. в фильтре V с временами экспозиции 15 и 20 с. Полное время наблюдений составило около 13 ч. Фотометрическая калибровка проводилась по звездам-стандартам Ландольта. Кривые блеска приведены на рис. 1.

Анализ полученных кривых блеска показывает, что глубина затмений может существенно различаться от затмения к затмению (см. кривую блеска

от 12 августа 2008 г.), и наблюдается общее нерегулярное изменение блеска системы на 0m3—07?5, не связанное с затмениями. На фазе увеличения блеска после затмения заметна некоторая задержка в увеличении блеска, характерная для систем с заметным вкладом горячего пятна (см., например, Смак, 1994). Кривая блеска в R фильтре позволяет выявить квазипериодичность в изменении блеска

системы с периодом ~ 0d01331 (~0.19Porb), что п

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.

Показать целиком