УДК 524.387
СПЕКТРАЛЬНЫЕ И ФОТОМЕТРИЧЕСКИЕ ИССЛЕДОВАНИЯ ПОЛЯРА
USNO-A2.0 0825-18396733
© 2015 г. М. М. Габдеев1, Н. В. Борисов1, В. В. Шиманский2*, О. И. Спиридонова1
1Специальная астрофизическая обсерватория Российской академии наук, Нижний Архыз Карачаево-Черкесской Республики, Россия
2Казанский (Приволжский) федеральный университет, Казань, Россия Поступила в редакцию 12.08.2014 г.; принята в печать 24.09.2014 г.
Представлены результаты фотометрических и спектральных исследований новой магнитной катаклиз-мической переменной (поляра) и8Ы0-Л2.0 0825-18396733. Фотометрические данные в фильтрах В, V, Яс показали, что объект имеет избыток блеска в красном диапазоне Яс — V = 1т. В спектрах объекта наблюдался красный континуум с наложением сильных однопиковых эмиссионных линий водорода серии Бальмера, линии гелия Н11 А4686 Л, слабых линий нейтрального гелия и линий тяжелых элементов. Анализ доплеровских карт, построенных по линиям водорода и ионизованного гелия показали, что область формирования этих линий локализована вблизи внутренней точки Лагранжа и связана с аккрецирующей колонкой. Анализ спектров и кривой лучевых скоростей показал, что в системе происходит частное затмение белого карлика. Кривые лучевых скоростей эмиссионных линий использованы для оценки масс компонент системы. Масса белого карлика находится в интервале от 0.71—0.78 М0, масса красного карлика — в интервале 0.18—0.20 М0.
DOI: 10.7868/80004629915030020
1. ВВЕДЕНИЕ
Поляры, или звезды типа AM Her, относятся к подклассу магнитных катаклизмических переменных. Величина магнитного поля белых карликов в этих системах порядка 10—60 МГс [1]. Такое сильное поле препятствует формированию аккреционного диска вокруг белого карлика. В результате газ, захваченный магнитными силовыми линиями, аккрецирует на один или оба магнитных полюса белого карлика. Такие системы возникают при определенных соотношениях между размерами полуоси орбиты a и альвеновским радиусом ra, а именно при ra > a. В большинстве случаев в найденных полярах магнитное поле синхронизирует вращение белого карлика с орбитальным вращением системы [2]. В полярах доминирующим источником оптического излучения является область аккреции. Характеристики этого излучения зависят от внутреннего и внешнего состояния этой области, а также от ее геометрического положения. Таким образом, наблюдения поляров в оптическом диапазоне являются фундаментальными в понимании процессов аккреции.
Исследуемый в данной работе объект был обнаружен при наблюдениях площадки в созвездии Орла [3]. Используя 30-см телескоп системы
E-mail: Slava.Shimansky@kpfu.ru
Ричи—Кретьена обсерватории "Астротел-Кавказ" и ПЗС-приемник Apogee Alta U9000, Крячко и др. [3] получили 98 изображений с 300-с экспозициями без фильтра. Из полученных наблюдений была определена эфемерида системы
HJD = 2455387.3976(± 0.001) + + 0.0840(±0.0004)E,
где E = 0 соответствует моменту затмения. На основе полученных данных Крячо и др. [3] предположили, что данная система является поляром. Позднее в статье [4] были представлены результаты фотометрического мониторинга системы в фильтре Rc и ее поляриметрические наблюдения. На основе этих наблюдений был уточнен период системы и определена новая эфемерида:
HJD = 2455387.3976(± 0.001) + + 0.08481(±0.000002)E.
Поляриметрические наблюдения в V-фильтре показали, что излучение объекта обладает сильной круговой поляризацией, достигающей значений Pv = —30%, что достоверно определяет данный объект как поляр.
В данной работе проведен анализ спектральных и фотометрических данных, описано качественное
Журнал наблюдений USNO-A2.0 0825-18396733
Наблюдения Дата Продолжительность наблюдений в часах и в единицах периода Экспозиция, с Количество изображений Качество изображения, сек. дуги
Фотометрия 10.08.2013 4.1,2.03 200* 20* 2
Спектроскопия 10.08.2003 2.5, 1.25 300 26 1.2
* Для каждого фильтра.
поведение компонент системы на протяжении орбитального периода, построены кривые лучевых скоростей и доплеровские карты, оценены параметры системы. Наблюдения и обработка данных описаны в разделе 2. В разделе 3 представлен анализ полученных кривых блеска, спектров и вычислены основные параметры системы. Раздел 4 посвящен обсуждению полученных результатов.
2. НАБЛЮДЕНИЯ
2.1. Спектроскопия
Спектральные наблюдения USNO-A2.0 082518396733 выполнены на телескопе БТА САО РАН с применением редуктора светосилы первичного фокуса SCORPIO [5] в моде спектроскопии с длинной щелью и CCD-приемником EEV 42-40 (2048 х 2048 пикс. размером 13.5 х х 13.5 мкм) с азотным охлаждением. Для получения спектров использовалась гризма VPHG1200g (1200 штр./мм), обеспечивающая спектральное разрешение АЛ = 5.5 A в интервале длин волн
Л = 3950-5700 A.
Наблюдения проводились 3 августа 2010 г. при хороших погодных условиях с размером звездных изображений d = 1.2". Продолжительность наблюдений 2.5 ч позволила охватить 1.25 орбитального периода системы. Всего было получено 26 спектров с экспозициями по 300 с. Результирующее отношение сигнал/шум в континууме для полученных спектров в разные фазы периода варьируется в пределах S/N = 11-30. Для выполнения последующих калибровок длин волн и регистрируемых потоков источника USNO-A2.0 082518396733 одновременно с ним наблюдались спек-трофотометрический стандарт BD+33d02642 [6] и спектр ArNeHe-лампы.
Обработка спектральных изображений проводилась в системе IDL.
Журнал фотометрических и спектральных наблюдений представлен в таблице. В ней содержатся данные о фотометрических и спектральных наблюдениях, даты проведения наблюдений, количество часов наблюдений, продолжительность экспозиций, количество полученных изображений и размер звездных изображений.
2.2. Фотометрия
Фотометрические наблюдения USNO-A2.0 0825-18396733 были выполнены 13 августа 2010 г. на 1-м телескопе Цейсс-1000 САО РАН с использованием штатного фотометра и CCD-приемника EEV 42-40 (2048 х 2048 пикс. размером 13.5 х х 13.5 мкм) с азотным охлаждением. Данные получены с использованием фильтров В, V, Rc системы Джонсона—Коузинса с продолжительностью экспозиций 200 с. Размер звездных изображений составил около d = 2" при хорошей прозрачности атмосферы, что позволило наблюдать объект 20.5т в B-фильтре. Наблюдения продолжались в течение 4 ч. В результате получено 20 изображений в каждом фильтре, покрывших два орбитальных периода системы.
Фотометрические наблюдения обработаны пакетом DaoPhot в среде IDL. Привязка вторичных стандартов проводилась к звездам с площадки S111 каталога Ландольта [7].
3. АНАЛИЗ ПОЛУЧЕННЫХ ДАННЫХ 3.1. Многоцветная фотометрия
Результаты фотометрических наблюдений USN0-A2.0 0825-18396733 показаны на рис. 1. Не показанные для улучшения наглядности рисунка ошибки измерений варьировались от 0.05т в максимуме блеска до 0.1т в минимуме блеска. Кроме того, с той же целью к значениям величин в фильтре B прибавлена поправка ДВ = = 0.75т. Измеренные амплитуды блеска системы составляют: ДRc = 1.25т, ДV = 1.40т, ДВ = = 1.60т. Отметим, что амплитуда блеска в фильтре Rc оказывается меньше, чем в фильтрах V и B вследствие высокой скважности наблюдений. Ранее Габдеевым и др. [4] показано, что амплитуда кривой блеска в Rc-фильтре составляет ДRc = = 2.5т. Трудно судить, какова будет полная амплитуда блеска в фильтрах V и В, так какдля этого нужно проводить больше наблюдений. Средние звездные величины объекта в максимуме блеска составили m = 17.60m, 18.60m, 18.80m в фильтрах Rc, V, В, соответственно. При совпадающей во
Звездная величина 17.5 -
18.0
18.5
19.0
19.5
20.0
20.5
• ••
• ••
• •
• •
• •
• •
А
А А
_1_I_I_I_I_I_I_L_
_1_L_
0 0.2 0.4 0.6 0.8
1.0 1.2 1.4 1.6
Фаза
1.8 2.0
Рис. 1. Кривые блеска иБЫ0-Л2.0 0825-18396733 в фильтрах Яс (кружки), V (треугольники) и В (квадратики). К значениям величин в фильтре В прибавлено 0.75 для улучшения наглядности рисунка; ошибки не показаны, они изменялись в диапазоне от 0.05т до 0.1т в зависимости от звездной величины.
всех полосах форме кривых блеска наблюдалось плавное увеличение блеска до фазы ф = 0.75 с последующим его ослаблением на протяжении четверти периода.
Аналогичная разность в продолжительности увеличения и уменьшения яркости обнаруживается на кривых блеска таких поляров, как УУ Рур и BL Ну! [8], EF Бг1 [9], У834 Сеп [10], и она объясняется протяженностью и сложной формой области излучения в одной из плоскостей. Избыток излучения систем в красном диапазоне не может быть обусловлен межзвездным поглощением, так как расстояние до них невелико [11]. Данный избыток можно объяснить вкладом циклотронных гармоник в видимый диапазон излучения, наличие которых косвенно подтверждается сильной круговой поляризацией излучения.
3.2. Спектральные наблюдения
В спектрах USNO-A2.0 0825-18396733 наблюдался красный континуум с наложенными на него эмиссионными бальмеровскими линиями водорода (HI), нейтрального (HeI) и ионизованного (Hell) гелия, бленды CIII + NIII, однократно ионизованных магния (MgII), железа (FeII) и углерода
(С11). Спектр объекта с отождествленными линиями показан на рис. 2. Линии водорода серии Баль-мера Нв, Н7, Ш и линия Не11 А4686 Л наиболее интенсивны. Вариации относительных интенсивно-
стей линий Нв и Не11 А4686 Л показаны на рис. 3, а изменение их эквивалентных ширин и отношение Ш(А)Не11 /Ш(А)Нд на протяжении 1.25 периода — на рис. 4.
Как видно на рис. 2, 3 и 4, профили и интенсивности линий сильно изменяются в зависимости от фазы. Изменения профилей линий Н1, Не1, Не11 носят схожий характер, доказывающий близость областей их формирования. Они сводятся к попеременному усилению синего (на ф ~ 0.0) или красного (на ф ~ 0.5) крыла линии. В результате можно сделать вывод о том, что в структуре линии имеются две компоненты: стабильная, относительно широкая (ДУ = ±500—550 км/с) и подвижная узкая (ДУГ = ±250—300 км/с). Полуширина обеих компонент оказывается заметно выше полуширины аппаратной функции спектрографа, т.е. она связана с реальными движениями газа. Отметим, что отношение интенсивностей сильного и слабого крыла любой линии в фазе ф ~ 0.0 к соответст
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.