научная статья по теме МНОГОЦВЕТНЫЕ ФОТОЭЛЕКТРИЧЕСКИЕ -НАБЛЮДЕНИЯ ТЕСНОЙ ДВОЙНОЙ СИСТЕМЫ В 1986–1988 ГГ. МЕТОДИКА НАБЛЮДЕНИЙ И НАБЛЮДЕНИЯ ОБЪЕКТА Астрономия

Текст научной статьи на тему «МНОГОЦВЕТНЫЕ ФОТОЭЛЕКТРИЧЕСКИЕ -НАБЛЮДЕНИЯ ТЕСНОЙ ДВОЙНОЙ СИСТЕМЫ В 1986–1988 ГГ. МЕТОДИКА НАБЛЮДЕНИЙ И НАБЛЮДЕНИЯ ОБЪЕКТА»

УДК 524.387-75-735

МНОГОЦВЕТНЫЕ ФОТОЭЛЕКТРИЧЕСКИЕ WB VR-НАБЛЮДЕНИЯ ТЕСНОЙ ДВОЙНОЙ СИСТЕМЫ HZ Her = Her X-1 В 1986-1988 гг. МЕТОДИКА НАБЛЮДЕНИЙ И НАБЛЮДЕНИЯ ОБЪЕКТА

(©2011г. А. Н. Сазонов

Государственный астрономический институт им. П.К. Штернберга МГУ им. М.В. Ломоносова, Москва, Россия Поступила в редакцию 17.12.2009 г.; принята в печать 02.04.2010 г.

Представлены четырехцветные ^ВУД-фотоэлектрические наблюдения тесной двойной системы HZ Her = HER X-1 в 1986—1988 гг. В наблюдательных сезонах 1986—1988 гг. продолжительность наблюдений объекта, как правило, превышала два рентгеновских 35-дневных периода. Точность и продолжительность фотоэлектрических наблюдений позволила провести многофакторные исследования, а также уточнить некоторые "тонкие" фотометрические эффекты на кривых блеска тесной двойной системы с последующей попыткой их интерпретации в рамках модели перетекания вещества с оптического компонента на аккреционный диск вокруг нейтронной звезды. С помощью этой модели удовлетворительно объясняются неоднородности газового потока, "горячего пятна", а также существование отдельных "брызг", которые движутся по самостоятельным кеплеровским траекториям вокруг внешних частей аккреционного диска. Представлена серия кривых блеска за все годы наблюдений, а также двухцветные диаграммы, отражающие физику фотометрических эффектов. Приводятся коэффициенты трансформации для каждой инструментальной системы во всех трех обсерваториях, где проводились наблюдения. Выполнялся учет атмосферной экстинкции при гетерохромных наблюдениях объекта с последующим редуцированием наблюдений за атмосферу с точностью от 0.003т и до 0.005т при воздушной массе до значения M(z) = 2.

1. ВВЕДЕНИЕ

Рентгеновский источник Her X-1 и физически связанная с ним оптическая звезда HZ Her (GSC 2598-01298; 16h57m49.83s, +35°20'32.6" (J2000)), которая является субгигантом класса А7, образуют тесную двойную систему (ТДС), в которой проявляется большой спектр уникальных и разнообразных по своим физическим характеристикам свойств наблюдаемой оптической и рентгеновской переменности [1].

Период рентгеновского пульсара P\ & 1.24 с, который связан с осевым вращением нейтронной звезды, находящейся в режиме дисковой аккреции

вещества [2], орбитальный период P2 ~ 1.7d, с которым связаны рентгеновские затмения и сильная (^2m-3m) оптическая переменность, прецессионный период P3 = 34.875d, за который ответстве-нена прецессия аккреционного диска (АД) нейтронной звезды (НЗ) [3—6], характеризуют уникальность ТДС HZ Her = Her X-1. С периодом P3 = 34.875d изменяется поток рентгеновского излучения [7] и форма оптической кривой блеска ТДС [8, 9].

В системе наблюдаются периодические затмения оптической звездой рентгеновского источника, связанного с НЗ. Главной причиной оптической переменности рентгеновской двойной системы HZ Her = Her X-1 является "эффект отражения", точнее, прогрева атмосферы оптической звезды (со светимостью Lv = 1035 эрг/с), переработки мощного и жесткого рентгеновского излучения (РИ) L = 1037 эрг/с в диапазоне 2—10 кэВ в фотосфере оптической звезды.

Проявляется заметная асинхронность орбитального вращения с собственным вращением оптической звезды в системе [10—12]. Оптическая звезда заполняет свою полость Роша, как считалось на ранних этапах исследования, и истекает в тепловой шкале. Последние исследования объекта показали, что преобладающим эффектом в системе является аккреция вещества на НЗ.

Двойная рентгеновская система HerX-1 = = HZ Her в то же время является классическим прототипом целого класса рентгеновских источников с маломассивными оптическими компонентами: массы рентгеновского и оптического компонентов соответственно равны Mx = 1.3 ± ± 0.14 MQ и Mv = 2,2 ± 0.1 MQ [13].

Эффект отражения в ТДС HZ Her = Her X-1 не исчезает в любых состояниях 35-дневного прецессионного цикла. Это связано с явлением аккреции вещества на НЗ и, как следствие этого, образованием АД НЗ в системе [14].

2. НАБЛЮДЕНИЯ

В данной работе приводятся результаты наблюдений ТДС HZ Her = Her X-1 в период с 1986 г. [15] по 1988 г. в спектральных полосах WBVR. Ультрафиолетовый фильтр W (Аэфф w

w 3500 A, ДА/ w 520 A) представляет собой ревизованный вариант стандартной системы U [16]. Поскольку эффективная длина волны фильтра

W короче на ~100 A по сравнению с фильтром U, в наших наблюдениях цветовые изменения в системе HZ Her = Her X-1 подчеркнуты сильнее по сравнению с данными UBV-фотометрии. Суммарное число WBVR-наблюдений составляет 948 индивидуальных измерений за 155 ночей 1986— 1988 гг. в трех обсерваториях (табл. 1).

Звездой сравнения в этих наблюдениях служила звезда C3 = GSC 2598-01270 (16h57m17.84s, +35°21'45.0", J2000). Для нее были получены WB VR-величины и показатели цвета путем привязки к стандартам HD 152380, HD 147924, HD 148253 [14]:

W = 12.920™ ± 0.050™, B = 13.172™ ± 0.032m, V = 12.596m ± 0.014m, R = 12.127m ± 0.020m.

Эти величины в пределах ошибок согласуются с B-и V-величинами для C3, найденными в работе [17].

Звезды C2 = GSC 2598-01267 (16h57m34.41s, +35°21'57.0", J2000) и C4 = GSC 2598-01274

(16h58m06.21s, +35°21'32.9'', J2000) использовались в качестве также звезды сравнения и контрольной звезды, соответственно. Для уменьшения ошибок фотоэлектрических наблюдений звезда сравнения наблюдалась в одноименном фильтре до и после каждого измерения переменной. За один сеанс наблюдений 2—4 раза измерялась контрольная звезда. Периодически измерялся фон вблизи переменной.

Для более плотного ряда наблюдений переменной звезды наблюдения звезды сравнения С3 и фона проводились через каждые 30—40 мин с последующей экстраполяцией на момент наблюдения переменной. Каждый сезон наблюдений измерялись и коэффициенты трансформации, как это сделано в работе [18]. Ввиду того, что отличия конкретной инструментальной системы от стандартной UB VR-системы незначительно, связь между ними

можно выразить линейными уравнениями первого порядка

V = vo + nv + (v (B-V), U-B = nu-b + (u-b(u - b)o, B-V = Пв-V + (B-V(b - v)o, V-R = nv-r + (v—r(v - r)o,

где неизвестными являются коэффициенты трансформации n и (. Для их определения использовались лучшие фотометрические ночи. Затем в пределах одного наблюдательного сезона коэффициенты ( усреднялись, и для каждой ночи данного сезона с этими средними ( вычислялись значения нуль-пунктов n.

Полученные средние значения ( и их ошибки приведены в табл. 2, где n — число ночей, использованных для их определения. На 600-мм рефлекторах и рефлекторе АЗТ-14 всегда использовалась одна и та же приемная аппаратура. В качестве приемника излучения использовался фотоумножитель ФЭУ-79 (мультищелочной фотокатод S-20). При смене ФЭУ коэффициенты трансформации n и ( вычислялись заново.

Учет атмосферной экстинкции проводился для HZ Her при широкополосных (гетерохромных) наблюдениях, какими являются наблюдения с использованием инструментальной WBVR-системы. К тому же, объект наблюдения существенно меняет свои цветовые характеристики в течение орбитального и прецессионного периодов. При дифференциальных наблюдениях переменных звезд с использованием близких по цвету и расположению на небе стандартов (и контрольной звезды) проблема учета атмосферной экстинкции практически не возникает. Это необходимо и для уменьшения систематических ошибок измерений до величины порядка 0.001m-0.002m.

Для пекулярных звезд, к которым принадлежит HZ Her, пока проблематично задать стандартные распределения энергии; в этом случае итерационный метод учета атмосферной экстинкции при фундаментальной гетерохромной астрофото-метрии, предложенный в работе [19], позволяет редуцировать широкополосные WBVR-измерения за атмосферу с точностью не хуже 0.005m в W и 0.003m в других фильтрах (B, V, R) при наблюдениях до M(z) = 2 (где M(z) — воздушная масса) в высокогорных обсерваториях (h > 3000 м). Для равнинных обсерваторий эти ошибки следует примерно удвоить [19]. Здесь речь идет об исключении при редукции систематических ошибок. Случайные ошибки (атмосферные мерцания, быстрые изменения прозрачности, фотонные шумы приемников излучения и другие причины) могут быть больше,

Таблица 1. Распределение числа наблюдений

Сезон наблюдений

Обсерватория (телескоп)* 1986 г. 1987 г. 1988 г.

Число ночей/Число индивидуальных точек в полосах WBVR

Крымская лаборатория ГАИШ (рефлектор Цейсс-600) Майданакская высокогорная обсерватория ГАИШ (рефлектор Цейсс-600) Тянь-Шаньская высокогорная обсерватория ГАИШ (рефлектор АЗТ-14) 14/56 24/99 43/88 19/149 10/132 2/24 12/150 25/183 6/67

* На всех телескопах использовались одноканальный фотометр ФЭУ-79 и стандартные WBVR-фильтры.

Таблица 2. Коэффициенты трансформации £

Обсерватория & n

Крымская лаборатория ГАИШ 0.013 ±0.003 0.962 ±0.005 1.102 ±0.003 1.088 ±0.004 38

Майданакская высокогорная обсерватория ГАИШ 0.012 ±0.003 0.958 ±0.004 0.937 ±0.007 1.065 ±0.007 41

Тянь-Шаньская высокогорная обсерватория ГАИШ 0.054 ±0.002 0.997 ±0.009 0.929 ±0.005 1.068 ±0.008 27

но их можно подавить увеличением числа независимых астрономических измерений.

При совместных наблюдениях с Т.Р. Ирсмамбе-товой в 1987—1988 гг. на Майданакской высокогорной обсерватории (Узбекистан) автор использовал коэффициенты редукции инструментальной системы телескопа Цейсс-600 (одноканальный широкополосный ^БУЕ-электрофотометр с автоматизированной системой управления; в качестве приемника излучения использовался фотоумножитель ФЭУ-79). Относительная спектральная чувствительность системы была довольно стабильной и проверялась 2 раза за сезон наблюдений (весна—лето и лето—осень). Коэффициенты редукции к стандартной фотометрической системе получены по неоднократным измерениям стандартных звезд на площадках SA 107, 108, 111-113 [20]. Имеем следующие величины:

Б-У = 1.071(±0.021)(Ь-у) - 0.068т(±0.018т), У-Е = 0.803(±0.033)(у-г) + 0.173т (±0.014т),

где Ь, V, г — инструментальные звездные величины, Б, У, Е — звездные величины в фотометрической системе Джонсона.

Для вычисления поправок к определениям звездной величины по известным инструментальным показателям цвета пользуемся следующими

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