УДК 524.337.7+524.387
СТРУКТУРА ТЕЧЕНИЯ ВЕЩЕСТВА В СИСТЕМЕ SS Cyg В СПОКОЙНОМ СОСТОЯНИИ ПО РЕЗУЛЬТАТАМ СРАВНЕНИЯ НАБЛЮДАЕМЫХ И СИНТЕТИЧЕСКИХ ДОПЛЕРОВСКИХ
ТОМОГРАММ
© 2008 г. Д. В. Бисикало1, Д. А. Кононов1, П. В. Кайгородов1, А. Г. Жилкин1'2, А. А. Боярчук1
1Институт астрономии Российской академии наук, Москва, Россия 2 Челябинский государственный университет, Челябинск, Россия Поступила в редакцию 11.10.2007 г.; принята в печать 26.10.2007 г.
По результатам спектральных наблюдений ББ Cyg в линиях Ир, И7, проведенных в агусте 2006 г. на 2-м телескопе 2е188-2000 (пик Терскол), построены доплеровские томограммы системы в спокойном состоянии. Использование газодинамического моделирования совместно с техникой доплеровской томографии позволило отождествить основные элементы течения. Сравнение синтетических томограмм с наблюдениями показывает, что в спокойном состоянии в системе существует аккреционный диск. Наибольшей светимостью на томограммах обладают рукава приливной спиральной волны, ударная волна, вызванная взаимодействием газа межкомпонентной оболочки со струей вещества из точки Лагранжа Ц ("горячая линия"), а также область за отошедшей ударной волной, сформированной в результате движения аккретора и диска в газе оболочки. Вклад последнего элемента приводит к заметной асимметрии томограмм.
РАС Б: 97.80.Gm, 97.30.Qt, 95.85.Kr, 97.10.Fy, 97.10.Gz
1. ВВЕДЕНИЕ
ББ Cyg — одна из ярчайших карликовых новых
звезд на северном небосклоне, и ее наблюдения
ведутся уже более ста лет. Компоненты полуразделенной двойной звезды ББ Cyg — это красный
карлик спектрального класса К(4—5)У с массой
^0.56 М©© и радиусом ^0.68 Я© и белый карлик с массой ^0.97 М© и радиусом ^0.007 Я©.
Красный карлик теряет вещество со скоростью
~10"9-10"8 М©/год. Расстояние между компонентами системы — 2.05 Я©, орбитальный период системы — 6.6 ч. За более чем столетний период наблюдений накоплено большое количество информации об этой системе. Однако до сих пор многие вопросы о ее физических свойствах остаются открытыми. По морфологическим признакам исследователи относят ББ Cyg к подклассу звезд типа и Сеш. Однако наблюдается ряд признаков, позволяющих отнести ББ Cyg к промежуточным полярам с величиной магнитного поля от х
х 104-3 х 105 Гс [1] до -106 Гс [2]. Наличие магнитного поля существенно влияет на характер течения, поэтому сведения о структуре течения будут способствовать пониманию физических процессов, происходящих в системе.
Информацию об основных элементах газодинамической картины можно получить с использованием метода доплеровской томографии [3]. Данный метод преобразует орбитальную переменность интенсивности эмиссионных линий в карту светимости в двумерном пространстве скоростей (Ух, Уу). Получившаяся доплеровская карта в ряде случаев легче поддается интерпретации, чем исходные спектрограммы, кроме того, томограмма может указывать (или, по крайней мере, давать подсказку) на некоторые особенности структуры течения вещества. В частности, линии с двугорбым профилем, соответствующие круговому движению (например, в аккреционном диске), превращаются в размытое кольцо на доплеровской карте. Другими словами, компоненты двойной системы разрешаются в пространстве скоростей, хотя они не могут быть пространственно разрешены непосредственно из наблюдений, и, следовательно, метод доплеровской томографии является мощным инструментом для изучения двойных систем. К сожалению, задача реконструкции пространственного распределения интенсивности эмиссионной линии на основе до-плеровской карты в общем случае не имеет решения, так как точки, находящиеся на большом рас-
4-
3-
2-
1 -
3
2
-2000
0
V, км/с
2000
2000
0
V, км/с
2000
Рис. 1. Профили линий Нв, Н7 в условных единицах. Числа между графиками показывают значения фаз, на которых получены профили.
I
I
4
1
стоянии, могут иметь одинаковые скорости и давать вклад в одно и то же место доплеровской карты. Таким образом, преобразование I(Ух ,Уу) ^ ^ I(х, у) невозможно без некоторых априорных предположений о структуре поля скоростей.
Наличие газодинамических расчетов позволяет найти решение задачи. В этом случае, используя полученные в расчетах поля плотности р(х, у) и температуры Т(х, у), можно получить распределение интенсивности излучения. Воспользовавшись рассчитанными значениями скорости \(х,у), это распределение может быть легко преобразовано в синтетическую доплеровскую карту. Сравнение наблюдаемых и синтетических томограмм дает возможность провести отождествление областей течения, ответственных за зоны повышенной эмиссии на доплеровских картах, и, тем самым, выявить ха-
рактерные для рассматриваемой системы элементы структуры течения.
Целью работы является идентификация основных элементов течения в системе ББ Cyg в спокойном состоянии. Для ее реализации в августе 2006 г. были проведены спектральные наблюдения ББ Cyg на 2-м телескопе (пик Терскол), описание которых дано в разделе 2. Полученные в линиях Н^, Н7 серии спектров были преобразованы в до-плеровские томограммы (раздел 3). Одновременно было проведено трехмерное газодинамическое моделирование системы ББ Cyg без учета магнитного поля [4] (раздел 4). Построенные по результатам моделирования синтетические доплеровские карты сравнивались с наблюдаемыми, что позволило провести интерпретацию наблюдений и получить некоторые сведения о характере течения вещества (раздел 5).
2. НАБЛЮДЕНИЯ
Наблюдения SS Cyg проводились 14 августа 2006 г., когда система была в спокойном состоянии и ее блеск составлял ~12m. Использовался подвесной спектрограф в фокусе Кассегрена 2-м телескопа Zeiss-2000 на пике Терскол в классической моде с 170-дифракционной решеткой. Спектрограф был оснащен CCD-камерой MARCONI 05-30 (1252 x 1152 пикс.) Звезда наблюдалась в диапазоне 3800—5200 A с обратной дисперсией 1.17 A/пикс. Время экспозиции равнялось т = = 15 мин.
Результаты наблюдений обрабатывались в стандартном пакете ESO MIDAS long, предназначенном для обработки классических и длинноще-левых спектров. После обработки было получено по 19 профилей линий Hß, H7. Интегральная ошибка наблюдений составила ~5%.
Для привязки спектров к фазе двойной звезды была использована эфемерида из работы [5]
T0 = 2450622.5483(2) (HJD),
где T0 — момент нулевой лучевой скорости звезды донора при переходе от отрицательных значений к положительным. Полученные профили линий Hß, Hy для разных фаз наблюдений представлены на рис. 1.
3. НАБЛЮДАЕМЫЕ ДОПЛЕРОВСКИЕ КАРТЫ
Доплеровская томограмма строится как результат преобразования серии спектрограмм для последовательных моментов времени f (V,, t) (или, что то же самое, для последовательных орбитальных фаз f (V^)) в распределение светимости на плоскости (Vx, Vy). Чтобы преобразовать распределение f (V, ф) в доплеровскую томограмму I(Vx, Vy), решается обратная задача, которая может быть описана интегральным уравнением (см. Приложение A в работе [3]):
f <™ = / /1 (Vx, Vy) х (1)
х g(V — Vc + Vx cos ф — Vy sin ф)бУхdVy,
где Vc — скорость системы, g(V) — нормированный локальный профиль линии, а интегралы берутся от —то до Данная обратная задача является плохо-обусловленной, и для ее решения требуется специальная регуляризация. В результате решения обратной задачи получается доплеровская карта — распределение интенсивности излучения в частотах некоторой эмиссионной линии в пространстве скоростей.
Для построения доплеровских томограмм мы воспользовались методом максимальной энтропии [6]. Полученные томограммы в двух спектральных линиях представлены на рис. 2. Более темные области на томограммах соответствуют большей интенсивности. На обеих картах наблюдается явно выраженное кольцо, что может объясняться наличием в системе аккреционного диска. Кольцо в линии Н7 имеет характерный радиус ^400 км/с, а в линии Н@ — ~ 300 км/с. Больший размер кольца в линии Н7 связан, по-видимому, с тем, что более коротковолновое излучение в этой линии приходит из внутренних областей диска, имеющих высокую скорость. В линии же Нв становится заметным вклад от медленных внешних частей диска, околодискового гало и межкомпонентной оболочки, что и приводит к уменьшению характерного радиуса кольца. На обеих картах рис. 2 можно выделить несколько зон повышенной яркости в области внешнего края диска. Кроме того, на обеих томограммах наблюдается асимметрия, причем в линии Нв эта асимметрия выражена сильнее.
4. РЕЗУЛЬТАТЫ ТРЕХМЕРНОГО
ГАЗОДИНАМИЧЕСКОГО МОДЕЛИРОВАНИЯ БЕЗ УЧЕТА МАГНИТНОГО ПОЛЯ
Для трехмерного численного исследования структуры течения вещества в системе ББ Cyg в спокойном состоянии мы воспользовались моделью, представленной в [4], и провели расчет до достижения стационарного режима течения. Расчеты были выполнены без учета магнитного поля. Использованный численный код основан на конечно-разностной схеме годуновского типа повышенного порядка точности. Для увеличения разрешения вертикальной структуры аккреционного диска и в непосредственной окрестности границы звезды-аккретора использовалась геометрически адаптивная расчетная сетка. Учитывались процессы радиационного нагрева и охлаждения [7]. Вычисления проводились в неинерциальной системе отсчета, вращающейся вместе с двойной системой. Результаты газодинамических расчетов и соответствующие синтетические доплеровские карты представлены в координатной системе, определенной следующим образом: начало координат расположено в центре аккретора, ось X направлена от аккретора к звезде-донору, ось У направлена по орбитальному движению звезды-донора, ось 2 направлена перпендикулярно экваториальной плоскости системы и дополняет координатную систему до правой тройки.
Морфология газовых потоков в рассматриваемой двойной системе представлена на рис. 3. На
-1000 -500 0 500 1000
Vx, км/с
Рис. 2. Наблюдаемые доплеровские томограммы в линиях Hß (вверху) и H7 (внизу). Штриховой линией показана полость Роша донора. Положение аккретора обозначено звездочкой. Линией с кружками показана траектория струи из внутренней точки Лагранжа.
верхней диаграмме рис. 3 показаны распределение плотности и векторы скорости в эк
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.