УДК 524.337.7
ИЗМЕНЕНИЕ ПАРАМЕТРОВ АККРЕЦИОННОГО ДИСКА КАРЛИКОВОЙ НОВОЙ 8Э88 .1090350.73+330036.1 ВО ВРЕМЯ ВСПЫШКИ
(© 2012 г. И. Б. Волошина*, Т. С. Хрузина**
Государственный астрономический институт им. П.К. Штернберга МГУ им. М.В. Ломоносова, Москва, Россия Поступила в редакцию 28.11.2011 г.; принята в печать 06.06.2012 г.
Представлены результаты анализа фотометрических кривых блеска в фильтре Я затменной взрывной переменной SDSS J090350.73+330036.1, полученных во время майской сверхвспышки 2010 г. (JD 2455341—2455347). Приведенные в работе наблюдения охватывают период вблизи максимума вспышки и последующее падение блеска на 0.7т. На кривых блеска системы помимо затмения наблюдаются колебания с периодом, на несколько процентов отличающимся от орбитального (сверхгорбы), что свидетельствует о принадлежности исследуемой системы к карликовым новым типа SU UMa. Для интерпретации кривых блеска и определения параметров аккреционного диска и других компонентов двойной системы использована модель "спиральных рукавов", учитывающая наряду с горячей линией существование геометрических неоднородностей на поверхности аккреционного диска — двух утолщений его внешнего края, экспоненциально уменьшающихся в вертикальной плоскости при приближении к белому карлику. Показано, что основным источником увеличения потока излучения от системы в фильтре Я во время сверхвспышки является рост светимости аккреционного диска из-за увеличения его радиуса до ~0.44а0 (а0 — расстояние между компонентами) в максимуме вспышки, и более плоского закона падения температуры вдоль радиуса диска, чем в каноническом случае. По мере затухания сверхвспышки в конце наших наблюдений наблюдается плавное уменьшение радиуса диска (до ~0.33а0), толщины его внешнего края, температуры пограничного слоя и приближение параметра ад к каноническому значению. Для каждого наблюдательного ряда исследованы отклонения блеска системы от среднего значения вне затмения в зависимости от периода сверхгорба Р8и. Рассмотрены факторы, влияющие на возникновение сверхгорба на орбитальных кривых блеска и его амплитуду.
1. ВВЕДЕНИЕ
Взрывные переменные (ВП) представляют собой тесные двойные системы (ТДС) с коротким орбитальным периодом и с широким набором различных параметров, определяющих форму ее кривой блеска. Они составляют большую часть тесных двойных систем на поздних стадиях эволюции. В общих чертах взрывные переменные состоят из гравитационно связанных друг с другом белого карлика (называемого главной компонентой системы) и проэволюционировавшей звезды позднего спектрального класса K—M (вторичной компоненты), заполняющей полость Роша. Для эволюционной стадии взрывных переменных характерно квазипостоянное перетекание вещества вторичной, испытывающей эволюционное расширение, на соседнюю компоненту через внутреннюю точку Лагранжа Li. При низкой намагниченности
E-mail: vib@sai.msu.ru
E-mail: kts@sai.msu.ru
белого карлика (<106 Гс) вокруг него образуется аккреционный диск, обеспечивающий диссипацию момента импульса перетекающего вещества. Параметры аккреционных дисков — размеры, температура, светимость, вязкость и пр. — варьируются в широком диапазоне допустимых значений. В зависимости от используемой модели заметный вклад в суммарный поток и его орбитальные изменения вносят: вторичная компонента и связанные с нею эффекты эллипсоидальности и отражения, аккреционный диск сложной формы (в том числе возможные геометрические возмущения внутренней поверхности диска), непрозрачная часть газовой струи и область ее взаимодействия с аккреционным диском (называемая "горячей линией"), область ударной волны на наветренной стороне горячей линии и горячее пятно на ее подветренной стороне, пограничный слой между поверхностью белого карлика и внутренними слоями диска, определяющий наравне с другими факторами светимость диска,и др.
Основным наблюдательным свойством взрыв-
ных переменных является их вспышечная активность. Поскольку проявление вспышечной активности и масштаб наблюдаемых явлений различаются от системы к системе, взрывные переменные подразделяются на несколько типов, а именно: новые звезды (для них характерна единичная вспышка большой амплитуды), рекуррентные новые (у них наблюдалось больше одной вспышки), карликовые новые (c более мелкими и частыми вспышками) и новоподобные (похожие по некоторым признакам на новые звезды). Среди новых звезд различают классические новые и симбиоти-ческие новые, а среди карликовых новых выделяют три подкласса: U Gem, Z Cam и SU UMa. Для переменных типа SU UMa, наряду с обычными вспышками, характерны сверхвспышки.
Нормальные вспышки в звездах типа SU UMa непродолжительны и неправильно распределены по времени. Для их описания предложено множество моделей, ознакомиться с которыми можно, к примеру, в монографии [1]. Сверхвспышки, отличающиеся более высокой амплитудой (до 4m) и обязательным наличием сверхгорбов на кривой блеска, период которых на 3%—7% длиннее орбитального, существенно более продолжительные и более редкие явления. Анализ наблюдательных данных показывает подобие профилей сверхвспышки в разных системах этого класса: вначале быстрый рост блеска за время ~10% от полной продолжительности вспышки Т0; по достижении максимума блеск медленно спадает за время ~0.8То, во время этой стадии вне зависимости от наклонения орбиты системы на ее кривой блеска наблюдаются сверхгорбы амплитудой ~0.3m—0.4m. Затем следует быстрое падение блеска к предвспышечному уровню.
Для описания свойств сверхвспышки и сверхгорба было предложено множество моделей. Более ранние модели основывались на возможной асин-хронности вращения звезды-донора [2], слабом магнитном поле белого карлика [3], эллиптичности орбит компонентов двойной системы [4], вариациях темпа обмена массой [5, 6], неустойчивости аккреционного диска [7], а также на комбинации двух последних [8]. Обзор этих моделей можно найти в монографии [ 1], там же обсуждены недостатки этих моделей.
Основной характеристикой двойной системы является форма ее кривой блеска. Поскольку природа звезд в ВП — ненамагниченного белого карлика и нормальной звезды — достаточно хорошо известна, а орбитальная переменность обычно позволяет надежно определить геометрию системы, исследование кривых блеска ВП во время вспышек дает возможность детально изучить процессы в аккреционных дисках в активном состоянии системы. Решая обратную задачу интерпретации кривой
блеска ТДС в рамках той или иной модели, можно определить параметры звезд, аккреционного диска, струи и остальных компонентов системы, а также выяснить, насколько используемая модель может разумно объяснить наблюдаемые на кривой блеска детали.
Основной целью данной работы является проверка применимости модели со спиральными рукавами, представляющими собой геометрические неоднородности на поверхности аккреционного диска вблизи его внешнего края, к описанию тех изменений блеска, которые наблюдаются во время сверхвспышки у системы типа SU UMa. На основе детальных фотометрических наблюдений во время вспышки недавно открытой в ходе осуществления обзора SDSS малоизученной взрывной переменной SDSS J090350.73+330036.1 определены параметры системы и сделаны выводы относительно применимости этой модели. В разделе 2 приведена доступная в настоящее время информация об исследуемой переменной, в разделе 3 описаны полученные нами наблюдения. Раздел 4 посвящен орбитальным эфемеридам SDSS J090350.73+ +330036.1 в эпоху наших наблюдений, в разделе 5 рассмотрены полученные с этими эфемеридами кривые блеска, их характерные особенности, определяющие используемую для определения параметров модель системы — модель "спиральные рукава". Основные параметры этой модели описаны в разделе 6. В разделе 7 приведены результаты анализа полученных нами параметров системы во время сверхвспышки и их изменения в процессе падения блеска. В разделе 8 рассмотрены факторы, влияющие на характеристики сверхгорба. В Заключении (раздел 9) суммируются основные результаты, полученные в работе.
2. КРАТКИЕ СВЕДЕНИЯ О СИСТЕМЕ
Система SDSS J090350.73+330036.1 (далее J0903) была идентифицирована как новая взрывная переменная во время четвертого года осуществления проекта Sloan Digital Sky Survey (SDSS) в период 2004-2005 гг. В обзоре [9] было высказано предположение, что наблюдаемая у J0903 переменность блеска Ag ~ 1m на временах 80-90 мин позволяет с большой вероятностью отнести этот объект к затменным двойным системам с высоким наклонением орбиты и орбитальным периодом ~1.3 ч. Единичные оценки блеска при патрулировании объекта в рамках этой программы дали для неактивного состояния системы значения u = 18.89m, g = 18.84m, r = 18.79m (фильтры u, g, r в фотометрической системе SDSS имеют эффективные длины волн 3551, 4686 и 6166 A, соответственно). В фильтрах i, z красной области
спектра соответственно имеем i = 18.87m (Ae// = = 7480 A) и z = 18.85m (Xe// = 8932 A) [9].
Затменная природа J0903 была подтверждена в работе [10]. Здесь же были представлены первые результаты по определению орбитальных эфемерид этой системы, полученные по фотометрическим данным с высоким временным разрешением в полосах u, g и r. Для анализа использовались 11 моментов затмений в период 5—8 марта 2006 г., когда система была в неактивном состоянии:
Min. phot. = BJD 2453800.394707 +
+ 0.059073543dN.
За время наблюдений авторы [10] не отметили значимых отклонений орбитального периода от линейности в зависимости O—C.
Из анализа формы и длительности затмения белого карлика в работе [10] определены основные параметры J0903, в предположении, что (1) вторичная компонента полностью заполняет полость Роша, т.е. / = 1, где / — степень заполнения полости Роша, и что в этом случае (2) ширина затмения белого карлика зависит только от наклонения орбиты i и отношения масс q. Длительность входа и выхода из затмения (-40 с) дают значение радиуса белого карлика. Для фиксированной величины полуугла затмения, используя аналитическое выражение для касательной к полости Роша, получаем зависимость между q и i. Значение радиуса диска Rd вычисляется в предполо
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.