АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ, 2010, том 87, № 1, с. 8-19
УДК 524.337.7
КАРЛИКОВАЯ НОВАЯ MN Dra: ПЕРИОДИЧЕСКИЕ ПРОЦЕССЫ НА РАЗНЫХ ФАЗАХ СВЕРХЦИКЛА
©2010г. Е.П.Павленко1,2, И.Б.Волошина3, М.В.Андреев4, С. Ю. Шугаров35, А. В. Бакланов1, О. И. Антонюк1, Н. А. Парахин4, Д. А. Самсонов2, В. Г. Метлов3
1НИИ "Крымская астрофизическая обсерватория", Научный, Крым, Украина 2Таврический национальный университет им. В.И. Вернадского, Симферополь, Украина
3Государственный астрономический институт им. П.К. Штернберга МГУ им. М.В. Ломоносова, Москва, Россия 4Терскольский филиал Учреждения Российской академии наук Института астрономии РАН, Эльбрус, Кабардино-Балкарской Республики, Россия
5Астрономический институт Словацкой академии наук, Татранска Ломница, Словакия Поступила в редакцию 08.07.2009 г.; принята в печать 10.08.2009 г.
Выполнен анализ фотометрических наблюдений карликовой новой MN Dra, полученных с помощью различной аппаратуры на четырех обсерваториях в течение 18 ночей с 20 мая по 28 июня 2009 г. Наблюдения охватывают различные стадии активности системы: сверхвспышку, три нормальные вспышки и спокойное состояние. Согласно результатам анализа, на кривой блеска системы на спаде сверхвспышки наблюдаются положительные сверхгорбы, повторяющиеся в среднем с периодом 0.105 сут и вызванные прямой апсидальной прецессией аккреционного диска. Они наблюдаются вплоть до окончания сверхвспышки, однако период их уменьшается со скоростью —24.5 х 10~5 периода за период. Как сам период положительных сверхгорбов, так и его производная хорошо согласуются с оценками, полученными во время предыдущих сверхвспышек. В минимуме блеска и в нормальных вспышках у MN Dra обнаружены изменения блеска с периодом 0.096 сут, причем их амплитуда в минимуме блеска существенно больше (0.8т — 1.5т), чем во время нормальных вспышек (0.1т—0.2т). Предполагается, что возможно эти изменения блеска являются отрицательными сверхгорбами, которые вызваны нодальной прецессией наклонного аккреционного диска.
PACS: 97.30.Qt
1. ВВЕДЕНИЕ
Карликовая новая MN Dra впервые была открыта как переменная звезда С.А. Антипиным по фотопластинкам московской коллекции и первоначально имела название Var73 Dra. Для выяснения природы этой переменной (предположительно карликовой новой) были проведены ее наблюдения в
Крымской лаборатории ГАИШ в 2001 г. Наблюдения показали, что данная звезда действительно является карликовой новой и принадлежит к типу
SU UMa.
Карликовые новые — это подкласс катаклизми-ческих переменных, состоящих из двух компонент: звезда позднего спектрального класса теряет вещество через внутреннюю точку Лагранжа на вырожденный компонент — немагнитный белый карлик, предварительно образовав вокруг него аккреционный диск. Звезды типа SU UMa — наиболее короткопериодические системы среди катаклиз-мических переменных, их орбитальные периоды
лежат в диапазоне ^80—180 мин. Этот диапазон включает в себя так называемый "пробел" от 2 до 3 ч, наблюдаемый на распределении орбитальных периодов взрывных переменных. Однако в последнее время обнаружены несколько катаклизмиче-ских переменных, в том числе и карликовых новых, которые благодаря своему периоду попадают в указанный пробел. Наиболее распространенной точкой зрения, объясняющей существование "пробела", является резкое уменьшение темпа потери вещества компонентом-донором, уход его под полость Роша и, как следствие этого, прекращение вспышек. Звезды типа SU UMa отличаются от других, более долгопериодических взрывных переменных еще и тем, что они демонстрируют два типа вспышек:
1) длительные с амплитудой 2т—6т и продолжительностью около 2—3 недель,
2) менее яркие и более короткие (3—5 сут).
Первые называются сверхвспышками, а вторые — нормальными (или обычными) вспышками. Во время сверхспышек наблюдаются коротко-периодические колебания блеска — сверхгорбы. Их периоды обычно на несколько процентов превосходят орбитальный период. Происхождение сверхгорбов хорошо объясняется в рамках модели приливно-тепловой нестабильности [1]. Они возникают в результате прецессии аккреционного диска, которая запускается из-за гравитационных возмущений от вторичного компонента. Наиболее эффективными эти возмущения оказываются тогда, когда частицы аккреционного диска, двигаясь по эксцентрической орбите, входят в резонанс 3 : 1 с орбитальным движением. Период сверхгорбов возникает в результате биенией периода прецессии Рргес и орбитального периода РогЬ [2]:
1/Рвк — 1/РогЬ 1/Рртвс-
Такую прецессию иногда называют прямой "апсидальной", подчеркивая, что она является изменением линии апсид, а сверхгорбы — "положительными сверхгорбами", поскольку по величине периода они всегда превосходят орбитальные изменения блеска. У небольшого числа (15) катаклизмических переменных одновременно с положительными сверхгорбами обнаружены ко-роткопериодические колебания блеска с периодом, более коротким, чем орбитальный, которые называют "отрицательными сверхгорбами". Предполагается, что они могут быть вызваны "классической", обратной прецессией аккреционного диска, плоскость которого наклонена к орбитальной плоскости [3, 4]. Одновременное существование положительных и отрицательных сверхгорбов в системах типа Би иМа уверенно наблюдается только в 3 системах [5—7] и заподозрено также в 3 системах [8—10]. Остальные 12 систем представлены как более короткопериодическими переменными, т.е. звездами типа АМ СУп, так и более долгопериодическими — новоподобными и даже рентгеновскими новыми [4, 11 — 17].
Антипин и Павленко [18] обнаружили, что МЫ Эга попадает в "пробел" периодов. Ногами и др. [19], предприняв последующие наблюдения этой карликовой новой в течение двух сверхвспышек 2002 г., подтвердили, что ее период попадает в "пробел", и уточнили среднюю величину периода сверхгорбов (0.104885(93) сут). Хорошо охваченная наблюдениями сверхвспышка 2002 г. дала возможность определить, что период сверхгорбов в течение ее развития уменьшался со скоростью — 1.7(2) х 10_3 периода за период. Эта величина на порядок превышает максимальную скорость изменения периода сверхгорбов для других карликовых новых. Авторы цитированной работы также нашли близкую по величине периодичность в
минимуме блеска (0.10424(3) сут) и предположили, что она связана не с орбитальным периодом, а со сверхгорбами, которые, возможно, непрерывно существуют в двойной системе. Было выявлено еще одно уникальное свойство этого объекта: необычно короткий интервал между последовательными сверхвспышками (около 60 сут) при большом для звезд типа Би иМа периоде сверхгорбов [19, 20]. Като и др. [20] подчеркнули необходимость подтверждения предположения, что у МЫ Эга сверхгорбы могут носить перманентный характер, как это было обнаружено у систем с коротким сверхциклом — звезд типа ЕР иМа [21, 22]. Это обстоятельство вместе с тем фактом, что у МЫ Эга до сих пор не известен орбитальный период, побудило нас предпринять подробное изучение поведения системы на всех фазах ее вспышечной активности.
2. НАБЛЮДЕНИЯ
MN Dra была замечена во сверхвспышке в мае 2009 г., после чего была предпринята кампания по изучению поведения объекта в процессе развития сверхвспышки, в минимуме и во время очередных нормальных вспышек. Фотометрические наблюдения проводились в Крыму, России и Словакии. Наблюдения выполнялись с помощью следующих ПЗС-светоприемников: FLI 1001E (2.6-м телескоп ЗТШ НИИ "КрАО"), Apоgee 47p (60-см телескоп Крымской лаборатории ГАИШ), PIXELVISION (60-см телескоп на пике Терскол), SBIG ST10 XME (50-см телескоп обсерватории "Татранска Ломница", Словакия); SBIG ST-7(38-телескоп НИИ "КрАО"). На всех телескопах, кроме ЗТШ, использовалось (2 х 2)-бинирование. Продолжительность рядов наблюдений составляла от 2.5 до 4.5 ч. В целом суммарное время наблюдений звезды составило около 72 ч в течение 18 ночей. Наблюдения проводились в красной области спектра в полосах Джонсона Rj или Кузинса Rc или в интегральном свете (без светофильтров). Максимум чувствительности использовавшихся ПЗС-приемников без применения светофильтров также приходится на красную область спектра.
В качестве звезды сравнения использовалась звезда с координатами 20h23m35.358s, +64°36'56.66" (J2000) согласно каталогу USNO-A2.0 [23]. Детали наблюдений можно найти в табл. 1, где в первом столбце приведена дата наблюдений и интервал наблюдений, выраженный в юлианских днях, во втором — телескоп, место наблюдения и светоприемник, в третьем — цветовая система и экспозиция, в четвертом столбце указано, в каком состоянии вспышечной активности находился объект в ночь наблюдений.
Таблица 1. Журнал наблюдений
JD 2454000+ Телескоп (местонахождение), ПЗС Фотометрическая система; экспозиция Сотояние звезды
972.28- -972.53 2.6-м ЗТШ (НИИ "КрАО", Украина), FLI 10001Е Интегральный свет; 10 с Сверхвспышка, плато
973.26- -973.54 2.6-м ЗТШ (НИИ "КрАО", Украина), FLI 10001Е Интегральный свет; 10 с Сверхвспышка, плато
974.38- -974.53 38-см (НИИ "КрАО", Украина), SBIG ST-7 Интегральный свет; 180 с Сверхвспышка, плато
974.27- -974.35 60-см (Терскольский филиал ИНАСАН, Россия), PIXELVISION Интегральный свет; 90 с Сверхвспышка, плато
975.49- -975.57 50-см (Татранска Ломница, Словакия), SBIG ST10 ХМЕ V; 120 s Сверхвспышка, oслабление блеска
977.50- -977.56 50-см (Татранска Ломница, Словакия), SBIG ST10 ХМЕ Rc] 120 с Ребрайтенинг, максимум
978.29- -978.42 50-см (Татранска Ломница, Словакия), SBIG ST10 ХМЕ Rc] 120 с Ребрайтенинг, ослабление блеска
978.39- -978.51 60-см (Крымская лаборатория ГАИШ, Украина), Apogee 47р Rj] 240 с Ребрайтенинг, ослабление блеска
979.31- -979.45 60-см (Крымская лаборатория ГАИШ, Украина), Apogee 47р Rj] 240 с Ребрайтенинг, ослабление блеска
980.32- -980.51 60-см (Крымская лаборатория ГАИШ, Украина), Apogee 47р Rj]240 с Минимум
981.30- -981.42 60-см (Крымская лаборатория ГАИШ, Украина), Apogee 47р Rj]240 с Минимум
982.29- -982.53 60-см (Крымская лаборатория ГАИШ, Украина), Apogee 47р Rj]240 с Нормальная вспышка
983.29- -983.53 60-см (Крымская лаборатория ГАИШ, Украина), Apogee 47р Rj]240 с Нормальная вспышка, максимум
985.28- -985.40 60
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.