УДК 524.387-56-34
СПЕКТРАЛЬНЫЕ НАБЛЮДЕНИЯ И ДОПЛЕРОВСКОЕ КАРТИРОВАНИЕ СИСТЕМЫ SS CYG ВО ВРЕМЯ ВСПЫШКИ
© 2008 г. Д. А. Кононов1, П. В. Кайгородов1, Д. В. Бисикало1, А. А. Боярчук1, М. И. Агафонов2, О. И. Шарова2, А. Ю. Сытов1, Д. Бонева3
1Институт астрономии Российской академии наук, Москва, Россия 2Научно-исследовательский радиофизический институт, Нижний Новгород, Россия 3Институт космических исследований Болгарской академии наук, София, Болгария Поступила в редакцию 02.04.2008 г.; принята в печать 11.04.2008 г.
В августе и декабре 2006 г. проведены спектральные наблюдения в линиях На, Нв, Н7 системы ББ Cyg, находившейся в активном состоянии. Оценены параметры основных элементов течения, дающих вклад в формирование спектров. Проведен анализ изменения профилей в течение орбитального периода, для линии На построена доплеровская томограмма. Исследована эволюция профилей в процессе развития вспышки. Предложена феноменологическая модель, объясняющая наблюдаемые особенности вспышки. Согласно этой модели, основными элементами течения, определяющими форму спектральных линий являются: аккреционный диск, тороидальная оболочка, формирующаяся во внутренних частях диска, расширяющаяся сферическая оболочка вокруг звезды-аккретора, область перед отошедшей ударной волной, образующейся в результате орбитального движения диска в межкомпонентной оболочке, и поверхность звезды-донора вблизи внутренней точки Лагранжа Ц, нагретая излучением от аккретора.
РАС Б: 97.80.Fk, 97.80.Jp, 97.10.Gz, 97.10.Fy, 95.85.Kr
1. ВВЕДЕНИЕ
Наличие квазипериодических вспышек является одной из основных особенностей катаклиз-мических переменных звезд. Во время вспышки увеличение блеска может достигать 4т—5т, что традиционно объясняется временным увеличением темпа аккреции вещества на главный компонент двойной системы. На сегодняшний день предложено несколько моделей, описывающих физические механизмы, приводящие к развитию вспышки (см. например [1 —3], однако до сих пор нет достоверного описания процессов, сопровождающих вспышку. Механизм, рассматриваемый в работе [1], предлагает в качестве объяснения причины вспышки увеличение темпа массообмена между компонентами системы, происходящее в результате нестабильности атмосферы звезды-донора. Однако в рамках этой гипотезы нельзя объяснить наблюдаемую форму кривых блеска [4]. Механизм, предложенный в работе [3], объясняет развитие вспышки возникновением прецессионной волны плотности в аккреционном диске системы. С его помощью удалось объяснить все существенные наблюдательные проявления супервспышек и сверхгорбов в системах типа Би иМа [5], однако применимость
этого механизма для анализа вспышечной активности систем других типов еще не рассматривалась. В настоящее время общепризнанным считается механизм DIM (disk instability model [2]), который предполагает резкое изменение поверхностной плотности аккреционного диска, происходящее в результате развития тепловой неустойчивости. При увеличении плотности диска растет эффективность отвода углового момента, что приводит к резкому увеличению темпа аккреции и росту светимости системы.
Данная работа посвящена изучению процессов, происходящих во время вспышки катаклизмиче-ской двойной звезды SS Cyg. SS Cyg является полуразделенной двойной звездой, состоящей из красного карлика с массой ^0.56 MQ, заполняющего свою полость Роша и белого карлика с массой ^0.97 MQ, аккрецирующего вещество вторичного компонента. Амплитуда вспышек SS Cyg достигает 4.5m. Если предположить что основной поток энергии от системы обусловлен аккрецией, то можно оценить, что такое увеличение светимости соответствует увеличению темпа аккреции приблизительно в 60 раз.
Для понимания физических процессов, протекающих в тесных двойных звездах, необходимо
Таблица 1. Эквивалентные ширины и ширины на половине максимума для абсорбционного и эмиссионного компонентов линий Иа, И/ и И7 (Для абсорбционных компонентов И7 в скобках указаны значения, полученные без учета широких крыльев
Линия
EW, A
FWHM, км/с
Абсорбция
08.12.2006 10.12.2006 13.12.2006 08.12.2006 10.12.2006 13.12.2006
Н/3 - 3.9 5.9 - 2588 3310
н7 7.4(6.7) 6.4(5.5) 9.0(7.9) 2273(2058) 3205 (2754) 3659(3212)
Эмиссия
08.12.2006 10.12.2006 13.12.2006 08.12.2006 10.12.2006 13.12.2006
Н/3 - -2.1 -3.8 - 584 690
Н7 -0.42 -1.3 -2.5 409 513 717
05.08.2006 05.08.2006
На -3.7 677
детальное исследование структуры течения вещества. В работе [6] был проведен анализ картины течения в системе SS Cyg, находящейся в спокойном состоянии. Были построены доплеровские томограммы системы в линиях И/, И7 и было проведено их сравнение с синтетическими допле-ровскими картами, полученными по результатам газодинамического моделирования. В результате сравнения были выделены основные элементы течения вещества в системе в спокойном состоянии, такие как: аккреционный диск, рукава приливной спиральной волны, "горячая линия" — ударная волна, формирующаяся в результате взаимодействия околодискового гало со струей вещества из внутренней точки Лагранжа, и область разогретого вещества вблизи отошедшей ударной волны, образующейся вследствие орбитального движения диска в межкомпонентной оболочке.
Как показывают многочисленные исследования, во время вспышки структура течения вещества в системе меняется. Целью данной работы является исследование картины течения в двойной звезде, находящейся в активном состоянии.
В августе и декабре 2006 г. на 2-м телескопе 21е88-2000 в Терскольском филиале ИНАСАН были проведены наблюдения системы SS Cyg, находящейся в состоянии вспышки. Описание наблюдений дано в разделе 2. Результаты анализа профилей линий Иа, И/, И7 приведены в разделе 3. Доплеровская томограмма в линии Иа приводится в разделе 4. В разделе 5 предлагается модель, описывающая структуру течения вещества во время вспышки.
2. НАБЛЮДЕНИЯ
Наблюдения SS Cyg, представленные в данной работе, проводились 5 августа 2006 г. и 8, 10 и 13 декабря 2006 г. во время двух вспышек. Кривые блеска с отмеченными датами наблюдений показаны на рис. 1.
5 августа наблюдения проводились в диапазоне 6000—7000 A с обратной дисперсией 1.15 A/пикс., 8, 10 и 13 декабря — в диапазоне 3800—5200 A с обратной дисперсией 1.17 A/пикс. Использовался подвесной спектрограф в фокусе Кассегрена 2-м телескопа Zeiss-2000 на пике Терскол в классической моде с 17°-дифракционной решеткой. Спектрограф был оснащен CCD-камерой MARCONI 05-30 (1252 х 1152 пикс.) Время экспозиции равнялось т = 10 мин 5 августа и т = 15 мин 8, 10 и 13 декабря.
Результаты наблюдений обрабатывались в стандартном пакете ESO MIDAS long, предназначенном для обработки классических и длин-нощелевых спектров. После фотометрической обработки спектры были нормированы на уровень континуума. В результате был получен 21 профиль линии Ha 5 августа, по 2 профиля линий Нв, H7 8 декабря, по 3 профиля этих линий — 10 декабря, и по 14 профилей — 13 декабря.
Для привязки спектров к фазе двойной звезды был использован момент времени, соответствующий нулевой фазе из работы [4],
T0 = HJD2450622.5483(2)
8.0 г
8.5 ■ 9.0 9.5 10.0 10.5 11.0
¡I11.5-
Er 12.0 ■
н
5 12.5L
я
S§ 8.0
к
« 85
я
СО 9.0
9.5 10.0 10.5 11.0 11.5 12.0 12.5
: * 5 5 . fi
J т
И i ♦
*** X *
• •\а
05.08.2006 •
♦ ♦ ♦
J л :
1-й 1 '
♦ • ж ♦
* • fl ♦ ♦« * ** * +
♦ •• *• * * Л «г
2453950.00 2453954.25
2453958.50 2453962.75
♦ * *+ *
* щм
* 1
л
10.12.2007 *
08.12.2006
*:
♦Vл
* Ч
13.12.2007
* ** *- * -
м / » »• *
* * * *
2454077.50
2454081.75 JT
2454086.00 2454090.25
Рис. 1. Кривые блеска SS Cyg во время вспышек в августе (вверху) и в декабре (внизу) 2006 г. по данным AAVSO. Вертикальными линиями с датами отмечены ночи наблюдений.
(То — момент нулевой лучевой скорости звезды донора при переходе от отрицательных значений к положительным).
Полученные профили показаны на рис. 2. Профили были усреднены и привязаны к нулевой фазе с использованием наблюдаемой скорости орбитального движения аккретора K\ = 92 км/с, полученной в работе[7]
После усреднения профилей их эмиссионные и абсорбционные компоненты были аппроксимированы гауссианами. В табл. 1 показаны их эквивалентные ширины (EW) и ширины линий на половине максимума (FWHM).
В профилях линии Ha абсорбция не наблюдалась. Средний профиль линии Ha также был аппроксимирован гауссианой с эквивалентной шириной ~ — 3.7 A и шириной на половине максимума 677 км/с.
Форма абсорбционной линии H7 существенно отличается от гауссовой (рис. 3). Визуально можно разделить ее на два компонента — узкий с большой амплитудой (штриховая линия на рис. 3) и
широкий с малой амплитудой (сплошная линия на рис. 3). Из формы абсорбционной линии следует, что столь значительное уширение крыльев может быть вызвано эффектом Штарка. Исходя из этого, помимо общих характеристик линии были определены и полуширины узкого компонента, связанного с собственным движением газа. В табл. 1 для абсорбционной линии H7 в скобках указаны значения эквивалентных ширин, полученные без учета широких крыльев.
3. АНАЛИЗ НАБЛЮДАТЕЛЬНЫХ ДАННЫХ 3.1. Профили линий На, Нв и Hy
Профили спектральных линий SS Cyg имеют достаточно сложную форму. За формирование линии отвечают различные области течения, обладающие различными скоростями и дисперсиями скоростей. Так как диапазоны длин волн, излучаемых разными течениями перекрываются, задача разделения линии на компоненты становится некорректной — разделение профиля спектральной линий может быть проведено различными способами. При этом обосновать преимущество одного
X, А
Рис. 2. Профили линий На, Ир, И7, наблюдаемые в спокойном состоянии (14.08.2006) и во время вспышки (05.08.2006, 10.12.2006 и 13.12.2006). Даты наблюдений и названия линий указаны на графиках. Интенсивность приведена в долях континуума.
метода разделения перед другими можно, только Тем не менее, исходя из внешнего вида и динамики опираясь на дополнительные предположения о па- изменения линии можно провести предварительное раметрах течений, формирующих профиль линии. разделение ее на основные компоненты и попы-
4200 4250 4300 43
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.