АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ, 2014, том 91, № 12, с. 991-999
УДК 524.387-17+520.88
О ПРИМЕНИМОСТИ МЕТОДА ТРЕХМЕРНОЙ ДОПЛЕРОВСКОЙ ТОМОГРАФИИ К ИССЛЕДОВАНИЮ ПОЛЯРОВ
© 2014 г. Д. А. Кононов1*, М. И. Агафонов2, О. И. Шарова3, Д. В. Бисикало1, А. Г. Жилкин1, М. Ю. Сидоров2
1Институт астрономии РАН, Москва, Россия 2Научно-исследовательский радиофизический институт, Нижний Новгород, Россия 3Волжская государственная академия водного транспорта, Нижний Новгород, Россия Поступила в редакцию 29.04.2014 г.; принята в печать 21.05.2014 г.
Исследована применимость метода трехмерной доплеровской томографии для картирования газовых потоков в полярах. С использованием полученного при трехмерном МГД-моделировании решения (значений плотности, температуры и компонентов скорости) рассчитаны синтетические профили эмиссионных спектральных линий. На их основе выполнена реконструкция трехмерной доплеровской томограммы в пространстве скоростей (Ух,Уу,У%). Последующий анализ элементов томограмм с учетом наблюдательных ограничений (сигнал/шум, число исходных профилей и т.д.) позволяет определить границы применимости метода.
DOI: 10.7868/80004629914120068
1. ВВЕДЕНИЕ
Поляры представляют собой полуразделенные двойные системы, состоящие из маломассивной звезды позднего спектрального класса, заполняющей свою полость Роша (далее — звезда-донор) и белого карлика (далее — аккретор), имеющего сильное (>106 Гс) магнитное поле на поверхности. В этих системах происходит перенос вещества от донора к аккретору через внутреннюю точку Ла-гранжа Li. Напряженность магнитного поля белого карлика в полярах настолько велика, что в этих системах аккреционные диски не образуются. Вместо этого вещество, захваченное магнитным полем, перетекает на магнитные полюса аккрето-ра через коллимированные струи — аккреционные колонки. В рассматриваемой структуре течения следует ожидать отклонение движений газовых потоков от орбитальной плоскости. Следовательно, у них должна присутствовать вертикальная компонента скорости Vz .
Основные наблюдательные сведения о полярах получают с помощью фотометрических и спектральных методов. Однако интерпретация спектральных и фотометрических данных осложняется большим количеством свободных параметров. Одним из наиболее информативных методов исследования катаклизмических переменных звезд и поля-ров является метод доплеровской томографии [1].
E-mail: dkononov@inasan.ru
Этот метод позволяет получать распределение интенсивности излучения в определенной спектральной линии в пространстве скоростей, называемое доплеровской томограммой. Преимущество допле-ровских томограмм перед исходными спектрами состоит в их существенно большей наглядности. Расширяются возможности анализа и интерпретации. Объединение спектральной информации в единый массив томограммы приводит к интегральному эффекту, при котором контрастнее выделяются структурные компоненты и уменьшается влияние шумов. Главной проблемой, с которой исследователь сталкивается при анализе доплеровских томограмм, является то, что без априорных предположений о структуре течения невозможно совершить однозначный переход из скоростных координат в пространственные. Единственным способом, позволяющим с уверенностью отождествлять элементы газодинамической картины на томограммах, является их совместный анализ с результатами численного моделирования. Такой анализ, например, проделан в работах [2—4] для системы SS Cyg, что позволило отождествить основные элементы структуры течения в этой системе.
До недавнего времени метод доплеровской томографии использовался исключительно в двумерном варианте. При исследовании поляров это создает определенные трудности в связи с тем, что в этих системах структура течения существенно трехмерная (см., например, [5]). В работе [6]
было показано, что при приложении двумерной томографии для исследования существенно трехмерных объектов могут возникать значительные искажения, которые, в принципе, могут приводить к ошибочной интерпретации наблюдательных данных. Отсюда можно сделать вывод, что для исследования поляров предпочтительнее использовать трехмерный вариант доплеровской томографии. В 2005 г. Агафоновым и Шаровой [7, 8] был предложен метод реконструкции трехмерных до-плеровских томограмм. В результате на основании наблюдаемых одномерных профилей спектральных линий удается получить распределение интенсивности уже в трехмерном пространстве скоростей
(Ух Уу V).
В данной работе рассмотрена применимость метода трехмерной доплеровской томографии для исследования поляров. В Институте астрономии РАН разработаны МГД-коды, позволяющие рассчитывать трехмерные структуры течения в полярах. Полученная модель представляет собой решение в пространстве координат, каждая точка которого содержит данные о плотности, температуре и компонентах скорости. Используя эти данные, можно рассчитать профили эмиссионных спектральных линий, которые служат исходным материалом для построения синтетических трехмерных доплеров-ских томограмм. Последующий анализ элементов томограмм с учетом наблюдательных ограничений (сигнал/шум, число исходных профилей и т.д.) позволяет определить границы применимости метода.
Статья организована следующим образом. В разделе 2 обсуждются расчеты структуры течения и построение модельных профилей эмиссионных линий. В разделе 3 описан процесс получения синтетических трехмерных доплеровских томограмм и приведен анализ их применимости. В Заключении сделаны выводы о применимости метода трехмерной доплеровской томографии к исследованию по-ляров.
2. СТРУКТУРА ТЕЧЕНИЯ В ПОЛЯРАХ. РЕЗУЛЬТАТЫ ЧИСЛЕННОГО МОДЕЛИРОВАНИЯ
Для моделирования МГД-структуры течения
в поляре был использован численный код NUR-
GUSH [9]. В качестве объекта моделирования
рассматривалась гипотетическая двойная система,
имеющая параметры, типичные для поляров: масса донора — 0.56 М©, масса аккретора — 0.97 М©, межкомпонентное расстояние — 2.05 Я©, орбитальный период — ^6.6 ч. При этом в моделируемой системе индукция магнитного поля на поверхности аккретора (белого карлика) В принималась равной 107 Гс. Поле предполагалось дипольным с осью симметрии диполя, наклоненной к оси
вращения аккретора под углом 30°. Также предполагалось, что аккретор вращается синхронно с двойной системой.
На рис. 1 и 2 представлены результаты расчетов после выхода решения на стационарный режим. На рис. 1 показаны две изоповерхности плотности на уровнях 8 х 10_5pL1 (более светлый тон) и 4 х х 10_4pL1 (более темный тон) в единицах плотности во внутренней точки Лагранжа L1. Струя вещества от звезды донора начинается в точке L1, которая находится в левой нижней части рис. 1 и имеет координаты харргох—0.64, у = 0, г = = 0. Звезда аккретор, на которую падает вещество струи, обозначена маленькой серой сферой. Кроме того, на рисунке изображены: ось вращения аккре-тора (вертикальная черная линия); ось симметрии магнитного диполя (наклонная темно-серая линия); и одна из линий тока (черная сплошная линия со стрелками внутри изоповерхностей плотности). Анализ полученных результатов показывает, что, как и следовало ожидать, из-за влияния сильного магнитного поля аккреционный диск в системе не формируется, и аккреция вещества происходит непосредственно из струи. При этом газ в основном аккрецируется на северный магнитный полюс (расположен в области г > 0). Это хорошо заметно на рисунке, поскольку изоповерхность плотности с меньшим значением 8 х 10-5 ры демонстрирует наличие потоков на оба магнитных полюса, в то время как в изоповерхности плотности с большим значением 4 х 10-4рь1 уже виден только поток на северный магнитный полюс аккретора.
На рис. 2 показана проекция полученного решения на плоскость Х2. Уровни изоповерхностей и обозначения соответствуют рис. 1. Данный рисунок наглядно иллюстрирует, что потоки вещества поднимаются высоко над орбитальной плоскостью системы, что свидетельствует о наличии существенной компоненты скорости в направлении вертикальной оси 2. Поэтому полученное решение достаточно хорошо подходит для апробации метода трехмерной доплеровской томографии.
При построении синтетических профилей эмиссионных линий были использованы следующие предположения. Вещество в системе считалось полностью оптически тонким. Интенсивность линии в каждой точке решения рассчитывалась пропорционально квадрату плотности, поскольку эмиссионные линии видимого диапазона в тесных двойных звездах имеют в основном рекомби-национную природу. Полученное МГД-решение позволило определить для каждой точки расчетной области значения плотности, температуры и векторов скорости. Использование этих параметров дало возможность провести расчеты профилей спектральных линий для различных фазовых
Рис. 1. Распределение плотности в моделируемой системе. Показаны две изоповерхности плотности на уровне 8 х х 10-5р^ (более светлый тон) и 4 х 10-4р^ (более темный тон) в единицах плотности во внутренней точке Лагранжа Ll. Вертикальная черная линия — ось вращения аккретора, наклонная темно-серая линия — ось симметрии дипольного магнитного поля, черная сплошная линия со стрелками внутри изолиний плотности — линия тока. Маленькая серая сфера указывает положение аккретора. Пространственная шкала пропорциональна расстоянию между компонентами системы А.
углов при полном обороте системы. Всего были рассчитаны 100 профилей для равномерно распределенных значений орбитальных фаз в интервале от ф = 0.0 до ф = 0.99. При расчетах профилей предполагались идеальные условия наблюдения, т.е. отстутствие всякого наблюдательного шума (сигнал/шум ^ то).
3. реконструкция И АНАЛИЗ
СИНТЕТИЧЕСКИХ ТРЕХМЕРНЫХ ТОМОГРАММ
Перед исследованием применимости метода трехмерной доплеровской томографии с использованием сложной, приближенной к реальности модели структуры течения в полярах, был проведен ряд экспериментов с упрощенной искусственной моделью. Из общих представлений о структуре течения в полярах [5, 9, 10] известно, что основными элементами в ней являются струя вещества из внутренней точки Лагранжа Ц и аккреционные
колонки, по которым вещество попадает на магнитные полюса аккрето
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.