УДК 524.337-823
BVRI-ФОТОМЕТРИЯ DQ HERCULIS В 2014 г.
2015 г. Е. С. Дмитриенко1, М. А. Ибрагимов2, И. С. Саванов2*, Б. Л. Сатовский3, Ш. А. Эгамбердиев4, О. А. Бурханов4
1Московский государственный университет им. М.В. Ломоносова, Государственный астрономический институт им. П.К. Штернберга, Москва, Россия
2Институт астрономии Российской академии наук, Москва, Россия 3ЗАО "АстроТел", Москва, Россия
4Астрономический институт им. Улугбека Академии наук Узбекистана, Ташкент, Республика Узбекистан Поступила в редакцию 02.02.2015 г.; принята в печать 10.04.2015 г.
Представлены результаты BVRI-фотометрии Новой 1934 года DQ Her, выполненной на Майданак-ской обсерватории АИ АН РУз в октябре 2014 г. Как показал анализ результатов наблюдений, блеск системы и показатели цвета вне затмений, а также форма минимумов на кривых блеска в фильтрах BVRI, обусловленных затмениями белого карлика с аккрецирующей дискообразной оболочкой красным карликом, соответствуют одному из самых низких уровней ее активности, наблюдаемых в стадии глубокой релаксации после вспышки Новой. Изменения показателей цвета с орбитальной фазой свидетельствуют о существенной неоднородности в распределении яркости излучений от дискообразной оболочки и других газовых структур DQ Her, наблюдаемых в интервале орбитальных фаз 0.85—1.15. Предполагается, что интерпретация полученных результатов может быть представлена в модели структуры газового течения, возникающего при обмене масс в промежуточном поляре. Полученное поведение показателей цвета может быть обусловлено видимостью наблюдателем в данном интервале фаз значительного изменения относительного вклада в общее излучение горячей, оптически тонкой составляющей аккрецирующей дискообразной оболочки (короны, хромосферы или ветра), а также может вызываться прохождением через луч зрения областей ударных волн (приливных волн, "горячей линии" и (или) "отошедшей ударной волны").
DOI: 10.7868/S0004629915090042
1. ВВЕДЕНИЕ
Вспышка Новой в DQ Her в 1934 г. привлекла к этому объекту огромное внимание. Именно с открытия двойственности DQ Her в 1954 г. Уоке-ром [1] началась новая эпоха в понимании природы вспышек Новых, а впоследствии и многих других проявлений активности двойных звезд. Анализу базы данных по наблюдениям такого рода активности и теоретическим исследованиям посвящено множество работ (см., например, монографии Уор-нера [2], Черепащука [3, 4], Бисикало и др. [5] и ссылки в них).
Несмотря на огромный интерес к новым звездам и обширный наблюдательный материал, все еще недостаточно имеющихся сведений для изучения поведения этих систем на долговременной шкале времени, как в случаях до вспышки в них Новой,
E-mail: isavanov@inasan.ru
так и в стадии послевспышечной релаксации. Однако информация о характере переменности физических свойств этих объектов на временных интервалах самого разного масштаба, в том числе в течение десятков и сотен лет, является необходимой для понимания природы эволюционных процессов, происходящих в них.
После пионерских работ Уокера [6, 7] и Уокера и Мерли [8] фотометрические или спектрофото-метрические наблюдения DQ Her были выполнены многими авторами (см., например, работу [9] и ссылки в ней), но они осуществлялись при достаточно большой временной скважности, достигающей иногда нескольких лет. Более систематический мониторинг орбитальных кривых блеска DQ Her с помощью синхронной высокоскоростной UBVRI-фотометрии проводился Дмитриенко и др. [10] и Дмитриенко [11 —13] в Крымской астрофизической обсерватории в 1982—2002 гг. Было обнаружено несколько состояний системы, отличающихся
мощностью излучения и морфологией орбитальных кривых блеска.
Также была выявлена переменность блеска DQ Her с амплитудой порядка нескольких десятых звездной величины на временной шкале около 5— 6 лет и циклические колебания разности O — C расчетного и наблюдаемого моментов минимумов c характерным временем около 5—6 лет и с амплитудой 2—4 мин [12, 13]. Эти изменения параметров системы могут быть обусловлены магнитной активностью ее вторичного компонента — красного карлика. Магнитная активность, свойственная звездам поздних спектральных классов (см., например, работы [14, 15] и ссылки в них), при существовании взаимодействия между главным и вторичным компонентами тесных двойных систем путем обмена масс, а также через магнитные поля, представляет значительный интерес.
В последнее десятилетие в систематическом наблюдении кривых блеска DQ Her наступила эпоха пониженного внимания со стороны фотометристов. В связи с этим полученные BVRI-кривые блеска DQ Her в 2014 г. не только представляют новые данные о системе как таковые, но и послужат, мы надеемся, началом последующих систематических наблюдений этого объекта на Майданакской обсерватории.
Цель настоящей работы — из анализа полученных авторами BVRl-орбитальных кривых блеска DQ Her выявить степень ее активности в стадии постновой через 80 лет после вспышки, а также определить характер изменений блеска и показателей цвета с фазой для обнаружения каких-либо возможных проявлений структурных особенностей источников излучения системы.
В разделе 2 дается краткое описание наблюдений, в разделе 3 приводятся их результаты, в разделе 4 представлены основные выводы.
2. ОПИСАНИЕ НАБЛЮДЕНИЙ
Наблюдения проводились в период 3 ночей 24, 28 и 30 октября 2014 г. на 60-см телескопе Цейсс-600-Север Майданакской астрономической обсерватории Астрономического института им. Улугбе-ка Академии наук Узбекистана. Использовалась ПЗС-камера FLI PL 1 K х 1 K с термоэлектронным охлаждением и набором BVRI-фильтров Бесселя (Bessell). Времена экспозиции и последовательность фильтров были следующими: 30 с в R-фильтре, 90 с в B-фильтре, 30 с в I-фильтре и 45 с в V-фильтре. Среднее по 4 фильтрам временное разрешение составляло около 3.53 мин.
Среднее значение изображений в период наблюдений варьировалось в пределах от 2.5" до
3.5". Наилучшие изображения наблюдались в I-фильтре, наименее качественные — в B-фильтре.
Обработка полученного материала проводилась пакетом программ MaxIm DL. Учет кадров подложки и темновых кадров, а также выравнивание кадров за плоское поле выполнялись по стандартной процедуре. Для оценок блеска объекта и звезд сравнения использовалась апертура радиусом 10 пикс., что соответствует 7". Такой выбор размера апертуры диктовался учетом двух основных параметров: а) вышеописанной вариации качества изображения и б) значительной разницы в блеске между объектом и звездами сравнения. Для учета фона неба использовалось концентрическое кольцо вокруг объекта толщиной 8 пикс., отстоящее от внешней границы апертуры на 4 пикс. Отметим, что при выбранном нами размере апертуры слабая звезда поля (№ 159 на карте из [16]), расположенная примерно в 4" от объекта, попадает в апертуру. Этот видимый спутник DQ Her, согласно спектрофотометрии [17] в системе Джонсона является звездой 18m в среднем по R- и I-полосам. В B- и V-полосах его звездные величины 18.52m и 18.17m, соответственно. В случае измерений внезатменного блеска DQ Her вклад визуального спутника в общее излучение должен составлять около 5% в B-, V-полосах и около 3% в R-, I-полосах. В фазах затмения его вклад существенно увеличивается, и в середине затмения он может достигать 45—50% в B-, V-полосах и 11—20% в R-, I-полосах. К настоящему времени сведений о какой-либо переменности спутника DQ Her нет, поэтому далее его блеск предполагается априори константой.
Звездой сравнения служила звезда B из списка Уокера [6] (звезда № 112 на карте из [16]). Контрольными звездами были звезды № 117 и № 130 (см. карту окрестности в [16]). Низкое положение объекта над горизонтом в конце октября не позволило выполнить привязку величин блеска используемых в наблюдениях звезд сравнения и визуального спутника к фотометрическим стандартам. Это предполагается сделать в дальнейшем при наблюдении DQ Her на малых зенитных расстояниях. Поэтому сопоставление наших результатов с имеющимися предыдущими данными в стандартной системе Джонсона должно быть в пределах отличия ее от системы Бесселя. Для сравнения морфологических особенностей кривых блеска DQ Her 2014 г. и ее кривых, полученных раннее, отличие этих систем не будет иметь существенного значения.
Отметим, что согласно [6], в системе Джонсона звезда В (№ 112) в UBV-полосах имеет величины 11.08m, 11.07m и 10.56m, соответственно. Величины R и I были определены Дмитриенко и др. [10] привязкой к фотометрическому стандарту
Данные фотометрии DQ Her
Фаза dB МЕ(В) dV МЕ(У) dR МЕ(Д) dl ME (I)
1 2 3 4 5 6 7 8 9
0.00 17.798 0.089 17.174 0.065 16.409 0.047 15.539 0.059
0.50 15.153 0.002 14.831 0.007 14.339 0.008 14.034 0.008
0.67 15.249 0.003 14.884 0.011 14.457 0.005 14.061 0.010
0.88 14.941 0.017 14.730 0.032 14.351 0.020 14.068 0.028
HD 195919 (BD + 26o3930), взятому из списка Некеля и Чини [18], и составили 10.13™ и 9.84™, соответственно.
3. РЕЗУЛЬТАТЫ НАБЛЮДЕНИЙ
Для кривых блеска DQ Her характерны глубокие минимумы, обусловленные затмениями главного компонента (белого карлика с аккрецирующей на него дискообразной оболочкой) вторичной звездой (карликом спектрального класса MV). Ка-таклизмические системы, подобные DQ Her, называют промежуточными полярами, в отличие от поляров — бездисковых систем с сильно замагни-ченными белыми карликами (магнитное поле B более 10 млн Гс). Из-за существования магнитного поля на белом карлике (B от 1 млн Гс до 10 млн Гс) аккреционный диск в промежуточных полярах не простирается до его поверхности, и более корректно здесь употреблять термин "дискообразная оболочка". Однако часто для краткости термин "оболочка" заменяют на "диск", имея ввиду при этом существование у него внутренней границы. Согласно современным моделям [5], аккрецирующие диски в промежуточных полярах имеют многокомпонентную структуру, постоянно меняющуюся в процессе обмена веществом между двумя звездами, а также из-за взаимодействия с другими газовыми потоками двойной системы. Наличие сложной структуры аккреционного диска в DQ Her подтверждается наблюдениями. Так например, допплеровская томогра
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.