СПЕКТРАЛЬНОЕ ИССЛЕДОВАНИЕ ПОЛЯРА BS Тп
© 2015 г. Н.В.Борисов1, М. М. Габдеев1*, В. В. Шиманский2, Н. А. Катышева3, С. Ю. Шугаров3'4
1Специальная астрофизическая обсерватория РАН, пос. Нижний Архыз 2Казанский (Приволжский) федеральный университет, Казань
3Государственный астрономический институт им. П.К. Штернберга Московского государственного университета им. М.В. Ломоносова
4Астрономический институт Словацкой АН, Татранская Ломница, Словакия
Поступила в редакцию 25.06.2015 г.
Выполнен анализ спектров катаклизмической переменной BS ТО, полученных в сентябре 2011 г. и августе 2012 г. на 6-м телескопе БТА САО РАН. Спектры объекта показывают плоский континуум с наложением сильных эмиссионных линий водорода серии Бальмера, нейтрального и ионизованного гелия. Анализ профилей линий показал, что они состоят из нескольких компонент, которые формируются в аккреционной структуре и на облученной поверхности красного карлика. Измеренные лучевые скорости одной из компонент линии, формирующейся в пятне на поверхности красного карлика, позволили оценить параметры системы Ы1 = 0.75 ± 0.02 М&, М2 = 0.16 ± 0.01 М©, ц = 0.21 ± 0.02, В.1 = 0.18 ± 0.02 . Доплеровские карты, построенные по эмиссионным линиям, показали отсутствие дисковой аккреции, что определяет систему как поляр.
Ключевые слова: CV типа AM Her, BS Tri.
DOI: 10.7868/S0320010815110029
ВВЕДЕНИЕ
Звезды типа AM Her (поляры) — подкласс ката-клизмических переменных, в которых аккреция вещества с заполняющего свою полость Роша красного карлика идет на сильно замагниченный белый карлик. Высокая напряженность магнитного поля синхронизирует вращение компонент и предотвращает формирование аккреционного диска, т.е. вещество аккрецирует по магнитным силовым линиям на один или оба полюса белого карлика. В месте соударения струи аккрецирующего вещества с поверхностью белого карлика формируется горячее пятно — источник рентгеновского излучения. Рентгеновское излучение нагревает как струи аккрецирующего вещества, так и поверхность красного карлика, где образуется область переизлучения. Оптическое излучение поляров сильно поляризовано. Более подробно описание физики поляров мы дали в первой статье цикла Габдеев и др. (2015).
Яркий рентгеновский источник RX J0209.4+ +2832 (BS Tri) был обнаружен Швопе и др. (1993) и впоследствии добавлен в каталог катаклизми-ческих переменных Доунса и др. (1997). Первые
Электронный адрес: crucifer.troll@gmail.com
оптические наблюдения BS Tri провели Чианг-Хуа Ву и др. (1999) на 2.16-м телескопе Пекинской астрономической обсерватории. В полученном с экспозицией 3000 с. единичном спектре были обнаружены сильные эмиссионные линии водорода серии Бальмера и нейтрального гелия, а так же линия
ионизованного гелия HeII А4686 A. Несмотря на наличие данной линии, объект не был отождествлен как магнитная катаклизмическая переменная.
Последующие фотометрические наблюдения (Денисенко и др., 2005, 2006; Родригез и др., 2005) показали, что система является короткопериодиче-ской переменной с орбитальным периодом Porb =
= 0d06685 (96.26 мин) и имеет глубокие затмения порядка 4.5т звездных величин и продолжительностью около 6 мин. В работе Денисенко и др. (2005) вид кривой блеска объяснен изменениями геометрии аккреционного диска, и только в работе Родригез и др. (2005) впервые сказано о магнитной природе объекта.
В данной статье мы представляем результаты спектральных наблюдений объекта BS Tri. Во втором разделе описаны наблюдения и обработка данных. В третьем разделе проведен анализ спектров. Четвертый раздел посвящен оценке параметров
Таблица 1. Журнал наблюдений BS Tri
JD 2400000+ Спектральный диапазон или фильтр Разрешение, А/рх Интервалы фаз Количество изображений Размер изображений, arcsec
55826 4000-7300 À 5.2 0.45-0.64,0.71-1.63 18 1.0
55826 V - 0.39 1 1.0
56166 4000-7300 À 2.6 0.5-2.44 31 1.2
56166 V - 0.45-0.48 2 1.2
системы, пятый — доплеровским картам. В заключение подведены итоги работы.
НАБЛЮДЕНИЯ
Спектроскопические наблюдения BS Тг выполнены 21.09.2011 и 26.08.2012 на 6-м телескопе БТА САО РАН прибором SCORPIO-2 в моде спектроскопии с длинной щелью и ПЗС-приемником E2V 42-90 (4600 х 2048 пикселей) (Афанасьев, Моисеев, 2011). Осенью 2011 г. объект наблюдали с голографической решеткой VPHG1200@540 и щелью = 1". Было получено 18 спектров с равными экспозициями в 300 с
в диапазоне Л = 4000—7300 Л, покрывающих 1.2 периода системы. Обнаружив раздвоение пиков эмиссионных линий, мы запланировали следующие наблюдения, которые состоялись в августе 2012 г. В них использовалась щель = 0.5", что позволило получить спектры в диапазоне Л =
= 4000—7300 Л с итоговым разрешением АЛ = = 2.6 Л. При хороших погодных условиях с размером звездных изображений й = 1.2" было накоплено 31 спектральное изображение с одинаковой длиной экспозиций в 300 с. Наблюдения продолжались в течение 3 ч, которые покрыли неполных два орбитальных периода системы. В обоих случаях для последующей калибровки длин волн и потоков излучения были сняты спектры Не—Лг лампы и спектро-фотометрического стандарта G191B2B (Бохлин, 1996).
Фотометрические наблюдения выполнены на Южной станции МГУ 26.09.2011. Использовался телескоп Цейсс-600 с ПЗС-камерой ЛР-47р; чип охлаждался до температуры —26°С. Наблюдения проводились в полосе V с экспозициями 120 с. Для последующей обработки были получены снимки плоского поля, темнового тока и электронного минимума. Оценка блеска системы в ночи наблюдений проводилась по кадрам отождествления в по-
лосе V, полученным на БТА прибором SCORPIO-2. Привязка осуществлялась к опорным звездам из работы Денисенко и др. (2006).
Спектральные данные обработаны по стандартной методике в среде IDL, а фотометрические — с помощью программы Maxim DL. Журнал наблюдений представлен в табл.1.
АНАЛИЗ СПЕКТРОВ
Наблюдаемые спектры BS Tri имеют плоский континуум с наложенными на него сильными эмиссионными линиями бальмеровской серии водорода На, Нв, H7, Ш, нейтрального HeI Л 4026, 4388, 4471, 4921, 5015, 5876, 6678, 7065 A и ионизованного HeII Л4541,4686, 5411 A гелия, ионизованного железа FeII Л5169 A ибоуэновской
блендой CIII-NIII Л4640 - 4650 A (рис. 1а). Сравнимая с водородными, высокая интенсивность линии HeII Л4686 A обычно характерна для систем с канализированной аккрецией, что косвенно указывает на принадлежность BS Tri к классу поляров. Интенсивности и профили всех линий существенно меняются в зависимости от фазы орбитального периода.
Орбитальный период системы был переопределен по нашим фотометрическим наблюдениям 2005—2012 гг. Методы и особенности определения будут представлены в отдельной работе, здесь мы используем только новую эфемериду:
HJD = 2453666.542(± 0.002) + + 0.0668810424(± 0.0000000002)^,
где нулевая фаза соответствует моменту центра затмения.
На рис. 2 и 3 показаны изменения профилей линий Ha, He, HeII Л4686 A, HeI Л5876 A с фазой орбитального периода ф для спектров 2011 и 2012 гг. соответственно. Очевидно, что каждая
14 2 12 2iq
<N
J 8
'м 6
ад
Ö 4
к
J3 2 b
Q
4QQQ
5QQQ
6QQQ
7QQQ 46QQ 47QQ 48QQ 49QQ 5QQQ Wavelength, Ä
Рис. 1. Спектр BS Tri в фазе максимума блеска с отождествленные линиями (а). Три состояния профилей линий снизу вверх: профиль со смещением в красную сторону, с однопиковым профилем и двухпиковым профилем (б).
линия проходит через три основных состояния: с однопиковым профилем, двухпиковым профилем и профилем со смещением в красную сторону (рис. 2б). Последний наблюдается в фазе, близкой к нулю, и сопровождается заметным ослаблением интенсивности линий. В диапазоне фаз ф = 0.6—1.2 все линии имеют однопиковые профили с широкой подложкой до Д Vr = 700 км/сек, а их допле-ровские смещения изменяются наиболее быстро. В фазах ф = 0.2—0.6 линии разделяются на две компоненты с достаточно медленным изменением доплеровских смещений.
Сравнение интенсивностей линий в спектрах 2011 и 2012 гг. показало, что произошло изменение их характеристик. Линия Hell А4686 A стала более интенсивной (рис. 4), а интенсивность линии Hß практически не изменилась (рис. 5). Данный эффект можно объяснить переменностью блеска при увеличении темпа аккреции, что приводит к повышению температуры горячего пятна на поверхности белого карлика и более эффективной ионизации гелия. Однако оценка, сделанная по кадрам отождествления объекта, полученным в те же ночи, показала, что блеск системы не изменился (рис. 6). Все точки фотометрических наблюдений лежат на плато в диапазоне фаз ф = 0.35—0.48 и не отличаются от среднего значения блеска. Дальнейший анализ выявил различие интенсивностей других эмиссионных линий в спектрах 2011 и 2012 гг. В частности, изменился бальмеровский декремент, линия Ha стала значительно слабее (рис. 7), а H7 осталась на прежнем уровне. Линии нейтрального гелия в длинноволновой части спектра также ослабли, пропадая полностью на некоторых фазах (рис. 8-10).
На рис. 11 показаны кривые лучевых скоростей четырех эмиссионных линий Ha, Hß, Hell А4686 A, Hei А5876 A , измеренных
методом кросс-корреляции по однопиковому профилю в спектрах 2011 г. Кривые имеют схожие синусоидальные формы, амплитуда для всех линий различается несущественно и равняется ^450 км/с. Кривые лучевых скоростей 2012 г. по тем же линиям имеют схожие формы, но меньшую амплитуду. Более подробный разбор особенностей кривой лучевых скоростей на примере линии
Не11 Л4686 Л по данным за 2012 г. мы приводим ниже.
На рис. 12 показаны значения лучевых скоростей, измеренных методом кросс-корреляции по однопиковому профилю линии Не11 Л4686 Л (кружки), красной (треугольники) и синей (квадраты) компонентам двухпикового профиля в фазах раздвоения линий, а также аппроксимация синусоидой значений, полученных для фаз ф = 0.6 — — 1.2 и ф = 1.6—2.2 (сплошная линия). Значения лучевых скоростей представлены в табл. 2. Выбор линии Не11 Л4686 Л обусловлен наиболее четким и продолжительным разделением ее профиля на две компоненты, а также возможным присутствием в линиях водорода блендирующих линий Не11.
Основной областью излучения в полярах является аккреционная структура, в к
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.