научная статья по теме КАРЛИКОВАЯ НОВАЯ V1239 ГЕРКУЛЕСА В СПОКОЙНОМ СОСТОЯНИИ БЛЕСКА Астрономия

Текст научной статьи на тему «КАРЛИКОВАЯ НОВАЯ V1239 ГЕРКУЛЕСА В СПОКОЙНОМ СОСТОЯНИИ БЛЕСКА»

УДК 524.337.7

КАРЛИКОВАЯ НОВАЯ V1239 ГЕРКУЛЕСА В СПОКОЙНОМ СОСТОЯНИИ БЛЕСКА

2015 г. T. С. Хрузина*, П. Ю. Голышева, Н. А. Катышева, С. Ю. Шугаров, Н. И. Шакура

Московский государственный университет им. М.В. Ломоносова, Государственный астрономический институт им. П.К. Штернберга, Москва, Россия Поступила в редакцию 21.10.2014 г.; принята в печать 21.11.2014 г.

Приведены результаты исследования в интегральном свете затменной двойной системы V1239 Her, относящейся к переменным типа SU UMa. Мониторинг системы выполнен в течение 9 ночей 2013—2014 гг. в период, когда двойная находилась в неактивном состоянии. Уточнен орбитальный период (Porb = 0.100082222(2)d), построены кривые блеска системы. Вид кривых свидетельствует об активных процессах в системе в промежутках между вспышками: переменны как глубины обоих минимумов, так и амплитуда предзатменного горба, одна из кривых блеска демонстрирует полное его отсутствие. В рамках "комбинированной" модели, учитывающей вклад в суммарный поток излучения непрозрачной части газового потока и горячего пятна на боковой поверхности диска, определены для разных дат параметры аккреционного диска, горячего пятна и газовой струи в V1239 Her. Оценены нижние границы времени изменения таких характеристик диска, как параметр вязкости (ag), температура внутренних областей (Tin) и толщина внешнего края (pd), которые могут заметно меняться на временах менее 10 орбитальных циклов. Показано, что для кривой блеска без предзатменного горба (JD 2456746) решение обратной задачи в рамках используемой модели показывает отсутствие горячего пятна на боковой поверхности диска: радиус пятна ничтожно мал, его температура, а также температуры в основании газовой струи здесь самые низкие среди тех значений, что были получены для остальных кривых блеска. Исчезновение горячего пятна сопровождается резкими уменьшениями радиуса диска и параметра ag, а также снижением толщины внешнего края диска. Из сравнения с параметрами системы, полученными для кривой блеска в предыдущую дату наблюдений (JD 2456718), сделан вывод, что в промежутке между рассматриваемыми датами (~280Porb) произошло значимое уменьшение массы диска, которое может быть вызвано как уменьшением темпа истечения из вторичной компоненты, так и возможным сбрасыванием значительной доли вещества диска на поверхность белого карлика.

DOI: 10.7868/S0004629915040039

1. ВВЕДЕНИЕ

Взрывными переменными (ВП) называются тесные двойные системы (ТДС), у которых звезда главной последовательности позднего спектрального класса заполняет свою полость Роша и теряет вещество, аккрецирующее на белый карлик (БК), через внутреннюю точку Лагранжа. ВП подразделяются на два больших подкласса — карликовые новые и новоподобные звезды (NLs), а также на несколько менее обширных подклассов (см., например, каталог ТДС на поздних стадиях эволюции [ 1 ]). Обычные карликовые новые вспыхивают на 2т—6т, их вспышки длятся несколько дней и повторяются через интервалы от нескольких недель до нескольких месяцев или

E-mail: kts@sai.msu.ru

даже лет. По параметрам вспышек карликовые новые подразделяют на несколько подтипов, одним из которых являются звезды типа SU UMa. Эти системы показывают два типа вспышек: нормальные и сверхвспышки, отличающиеся от обычных вспышек большей длительностью и наличием на кривой блеска так называемых "сверхгорбов" ("суперхампов") с периодом на 3—6% больше орбитального. В среднем звезды типа SU UMa имеют самые короткие орбитальные периоды из ВП (<3 часов). Наибольшие орбитальные периоды в этой подгруппе имеют звезды TU Men (Porb = = 2 часа 81 мин) и UZ Boo (Porb ~ 3 часа).

Весьма неоднородное распределение ВП по орбитальным периодам исследовалось многими авторами (см., например, обзор [2]). Главной особенностью распределения является очень малое количество систем с орбитальными периодами между

2 и 3 часами. Этот интервал получил название "пробел периодов" ("gap") вследствие того, что в начале исследований в этот интервал не попадало ни одной ВП. Из объяснений данного феномена следует отметить 1) внезапное уменьшение углового момента, 2) динамическую нестабильность системы и 3) уменьшение магнитной активности вторичной компоненты на этапе, когда звезда становится полностью конвективной и временно прекращает перенос массы через внутреннюю точку Лагранжа. В "стандартном" эволюционном сценарии на ранней стадии эволюции взрывные переменные в среднем имеют периоды от 3 до 8 часов, где 3 часа — верхняя граница "пробела периодов", и скорость переноса массы 10_9—10_8 Mq/год. В процессе эволюции ВП происходит потеря углового момента системы вследствие его выноса за ее пределы магнитно-обусловленным звездным ветром от вторичной компоненты. Незадолго перед прекращением магнитного торможения резко уменьшается перенос вещества, вторичная компонента сжимается до радиуса теплового равновесия и уходит под полость Роша. Когда орбитальный период достигнет 2 часов, из-за излучения двойной системой гравитационных волн вновь начинается перенос вещества с темпом 10"10 Mq/год. При этом масса вторичной компоненты может уменьшиться до ^0.05 Mq.

Дальнейшие исследования привели к постепенному заполнению "пробела периодов". Сначала здесь оказались магнитные звезды — в основном, поляры. Их появление в "пробеле" объяснялось отсутствием аккреционного диска, и, следовательно, иным направлением эволюции. Со временем "пробел" пополнился и другими типами ВП. До недавнего времени в нем не было ни одной карликовой новой типа SU UMa, за исключением TU Men, период которой расположен на верхней границе "пробела периодов". Первой системой типа SU UMa в середине "пробела периодов" была звезда NY Ser [3], в работе [4] дан подробный обзор литературы по данной системе. В 2003 г. в "пробеле" было уже 7 звезд типа SU UMa [2], в настоящее время их количество выросло до 3 десятков [4—6]. В разных работах могут меняться границы "пробела периодов": 2—3 часа, 2.1—2.8 часа. В работе [4], где "пробел периодов" несколько смещен в сторону большего орбитального периода (2.15—3.18 часа), приведены орбитальные периоды 26 карликовых новых, из которых 23 — это звезды типа SU UMa.

Исследование поведения звезд в "пробеле периодов" является очень важным, так как по теоретическим представлениям в рассматриваемом диапазоне периодов у двойной системы не должно быть переноса вещества от вторичной компоненты. Нахождение в "пробеле" регулярно вспыхивающих звезд типа SU UMa, однако, свидетельствует о

наличии перетекания вещества и требует объяснения. Одной из таких ТДС в "пробеле периодов" является затменная система V1239 Her = = SDSS J170213.26 + 322954.1, исследованию которой посвящена настоящая статья.

В разделе 2 приведена краткая информация о параметрах V1239 Her, полученная ранее из спектральных и фотометрических исследований. В разделе 3 даны сведения о полученных нами наблюдательных данных, в разделах 4 и 5 исследованы эфемериды V1239 Her и вид полученных нами кривых блеска, в 6 разделе кратко описана используемая для определения параметров "комбинированная" модель ВП. В разделе 7 приведены полученные нами параметры из моделирования кривых блеска V1239 Her, обсуждение которых дано в разделе 8. В разделе 9 даны основные выводы работы.

2. КРАТКИЕ СВЕДЕНИЯ О СИСТЕМЕ

Система V1239 Her = SDSS J170213.26 + + 322954.1 была идентифицирована как новая за-тменная взрывная переменная во время осуществления проекта Sloan Digital Sky Survey (SDSS) [7].

Первая вспышка системы была обнаружена в конце сентября — начале октября 2005 г. Бойд и др. [8] привели в своей статье эволюцию кривых блеска в ходе развития вспышки, полученных в белом свете, нашли моменты минимумов, вычислили эфемериды орбитальной переменности:

Min. phot. = HJD 2453648.236507(29) + + 0.10008215(1)d E.

Ими было также показано, что между затмениями кривые блеска имеют очень сложную структуру, возможно, вследствие интерференции орбитального периода и периода сверхгорбов. Данные, полученные после вычитания затмений из массива всех наблюдений, они протестировали на предмет обнаружения других модуляций блеска, в результате был обнаружен сигнал с периодом 0.10496(15) сут, который может быть периодом сверхгорбов, а сама система классифицирована как звезда типа SU UMa.

Кривая блеска в спокойном состоянии V1239 Her довольно интересна. Она показывает глубокий (до ~1.5т) минимум (ф ~ 0.0) — главное затмение с периодом 2.4 часа, вторичное затмение до 0.2т глубиной на фазе 0.5 и большой горб (до ~0.2т) перед затмением вследствие попадания на луч зрения "горячего пятна". В работе [7] были построены кривые лучевых скоростей линий Ha и Hß с полуамплитудами соответственно 110 ± 10 и 124 ± 13 км/с, определен спектральный класс красного карлика (М1.5 ± 1.1) и по эмпирическим

Таблица 1. Параметры V1239 Her согласно [9, 10]

Параметр Значение Параметр Значение

i, град 82.55 ±0.17 Kwd, км/с 94.0 ±2.2

q = Mwd/Mred 4.03 ±0.08 Kred, км/с 380 ±4

Mwd, Mq 0.91 ±0.03 Rd, ao 0.290 ±0.001

Mred, Mq 0.223 ±0.010 Twd, К 15200 ± 1200

Rwd, Rq 0.0092 ±0.0004 Tred, К 3800 ± 100 (M0±0.5V)

Rwd, ao 0.00974 ± 0.00054 d, пк 270 ± 16

Rred, Rq 0.252 ±0.004 Porb, МИН 144.11821(13)

do, RQ 0.945 ±0.012

Примечание. а0 — расстояние между центрами масс компонент системы, , Кге— полуамплитуды кривых лучевых скоростей белого карлика и вторичной соответственно, й — расстояние до системы.

зависимостям оценено расстояние до объекта (d ~ ~ 460-650 пк).

Литтлфайер и др. [9] провели фотометрические наблюдения V1239 Her с прибором ULTRACAM на 4.2-м телескопе WHT с высоким временным разрешением (~2 с), уделив основное внимание исследованию профилей затмений. В работе [10] данные [9] были переанализированы. Вблизи "входа" в затмение(<£> > 0.8) был замечен значительный фликеринг, возникающий, по-видимому, во внутреннем диске и "горячем пятне".

Фотометрические наблюдения [9] объекта были выполнены в период с 11 по 25 августа 2005 г., когда система находилась в спокойном состоянии блеска. Потоки от V1239 Her в фильтрах u, g, r (эффективные длины волн АЛ 3551, 4686 и 6166 A, соответственно) состави

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

Пoхожие научные работыпо теме «Астрономия»