ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ, 2013, том 39, № 2, с. 131-145
УДК 524.38
СРАВНИТЕЛЬНЫЙ АНАЛИЗ ФОТОМЕТРИЧЕСКОЙ ПЕРЕМЕННОСТИ
ГГ Ari В 1994-1995 гг. и 2001, 2004 гг.
2013 г. А.И.Белова1*, В. Ф. Сулейманов1,2, И. Ф. Бикмаев1, И. М. Хамитов3, Г.В.Жуков1, Д. С.Сенье1, И.Ю.Белов1, Н. А. Сахибуллин1
1 Казанский (Приволжский) федеральный университет
2Институт астрономии и астрофизики, Центр астрофизики и физики частиц им. Кеплера,
Университет г. Тюбингена, Германия
3Национальная обсерватория ТЮБИТАК, Анталья, Турция Поступила в редакцию 10.07.2012 г.
Представлены результаты фотометрических наблюдений яркой катаклизмической переменной ТТ Ari с орбитальным периодом 0.13755 дня. Наблюдения с помощью ПЗС-матрицы выполнены на российско-турецком телескопе РТТ-150 в 2001, 2004 гг. (13 ночей), и многоцветные фотоэлектрические наблюдения этой системы сделаны на телескопе САО РАН Цейсс-600 в 1994—1995 гг. (6 ночей). В эпоху 1994—1995 гг. фотометрический период системы был меньше орбитального (0<132 и 0<134), а в 2001, 2004 гг. превышал его (0<150 и 0<148). В колебаниях блеска в 1995 г. найден дополнительный период, превышающий орбитальный (0.144). Он был интерпретирован как соответствующий прецессии эллиптического диска в направлении орбитального движения. В эпоху 1994 г. переменность в показателях цвета происходит с периодами, близкими к орбитальному (0<136, Ъ—у), и к периоду, вероятно, связанному с прецессией эллиптического диска (0<146, т—Ъ). Подтверждено, что в эпохи изменения блеска системы с периодами короче орбитального переменность блеска ТТ Ап на временах порядка 20 мин сильнее, чем в эпохи преобладания длинных фотометрических периодов. В целом переменность системы характеризуется как "красный" шум с повышенной амплитудой переменности на характерных временах порядка 10—40 мин.
Ключевые слова: двойные звезды, катаклизмические переменные, ТТ Ап.
001: 10.7868/80320010813020010
ВВЕДЕНИЕ
ТТ АпеИэ — одна из самых ярких (V ~ 10™5 — — 11т) катаклизмических переменных звезд (Вар-нер, 1995). Компонентами данной тесной двойной системы являются белый карлик (БК) и звезда спектрального класса М3.5 (Гензике и др., 1999). Орбитальный период ТТ Ап составляет 0.13755 сут (Коули и др., 1975; Торстенсен и др., 1985; Ву и др., 2002).
Большую часть времени ТТ Ап находится в ярком состоянии, что делает ее близкой классу новоподобных звезд, но время от времени она непредсказуемо понижает блеск до V & 16т—17т, что позволило отнести ее к подклассу "антикарликовых" новых звезд типа УУ Скульптора. Последний раз такое падение блеска система испытывала в
Электронный адрес: belova.ann@mail.ru
2009-2010 гг. (Коф, Паттерсон, 2010). В настоящее время, согласно данным ААУБО, ее блеск вернулся к нормальному состоянию.
По разным оценкам отношение масс вторичной и первичной звезд и угол наклонения находятся в следующих пределах: 0.19 < д = mRD/mwD < 0.4, 17° < г < 30° (Коули и др., 1975; Ву и др., 2002; Беляков и др., 2010). Из-за небольшого наклонения плоскости орбиты системы глубокие затмения не наблюдаются. Тем не менее блеск системы меняется с амплитудой около 0т2 и переменным фотометрическим периодом Рр^ ~ 3.2—3.4 ч, не совпадающим с орбитальным. За такими колебаниями блеска исторически закрепилось название сверхгорбы.
ТТ Ап является одной из катаклизмических переменных звезд, в которых наблюдались как "положительные" сверхгорбы (Рр^ > Р0гь), так и "отрицательные" (Р^ < Р0гь). Такая замена про-
Таблица 1. Журнал наблюдений
Дата Телескоп Начало-конец, JD 2400000.0+ Длительность, ч Число точек (ш)
06.10.1994 Цейсс-600 49632.40281-0.58085 4.27 877 10.85
07.10.1994 - 49633.32436-0.57991 6.17 1087 10.84
08.10.1994 - 49634.32345-0.58154 6.25 1297 10.85
27.08.1995 - 49957.33450-0.45589 2.93 773 10.94
28.08.1995 - 49958.38120-0.48631 2.50 730 10.83
29.08.1995 - 49959.28879-0.54945 6.25 1741 10.88
19.09.2001 РТТ-150 52172.48742-0.58259 2.28 247 10.99
20.09.2001 - 52173.47187-0.58403 2.69 314 10.93
24.09.2001 - 52177.44125-0.60586 3.95 446 10.96
07.10.2001 - 52190.50219-0.60605 2.49 331 10.97
19.10.2001 - 52202.27909-0.63470 8.53 951 10.92
20.10.2001 - 52203.41043-0.59514 4.43 537 10.91
04.09.2004 - 53253.48288-0.61901 3.27 628 11.48
05.09.2004 - 53254.48395-0.62319 3.21 870 11.46
06.09.2004 - 53255.50399-0.62219 2.84 741 11.46
07.09.2004 - 53256.45988-0.62112 3.87 1009 11.47
08.09.2004 - 53257.45778-0.62208 3.94 1008 11.46
09.09.2004 - 53258.45144-0.62439 4.15 1066 11.50
10.09.2004 - 53259.46748-0.53711 1.67 422 11.46
Примечание. В последнем столбце приведено среднее значение звездной величины системы в ночь наблюдений в инструментальной полосе V (1994—1995 гг. и 2001 г.) и в инструментальной полосе гс (2004 г.).
Монтгомери, 2000; Ву и др., 2002; Сулейманов и др., 2004) и период фотометрической переменности является периодом биений между орбитальным и прецессионным периодами. "Положительные" сверхгорбы соответствуют прецессии эллиптического аккреционного диска в плоскости орбиты в сторону орбитального движения системы, а "отрицательные" сверхгорбы соответствуют прецессии линии узлов наклонного аккреционного диска в направлении, обратном орбитальному вращению системы (Паттерсон и др., 1997).
Кроме переменности на временах порядка орбитального, в системе наблюдается повышенная переменность блеска на масштабах 5—50 мин (наиболее значима переменность вблизи 20 мин, Се-менюк и др., 1987; Удальский, 1988; Тремко и др., 1996; Крайчева и др., 1999; Андронов и др., 1999; Сулейманов и др., 1998; Ким и др., 2009).
изошла в 1997 году, когда вместо "отрицательных" сверхгорбов (<^0?1329) (Семенюк и др., 1987; Удальский, 1988; Тремко и др., 1996; Крайчева и др., 1999), наблюдавшихся как минимум с 1966 года, стали видны "положительные" сверхгорбы. Новый период по результатам разных авторов варьировался от 14926 (Скиллман и др., 1998) до 0?14841 (Андронов и др., 2005). "Положительные" сверхгорбы имели место до 2004 года, а в 2005 году система уже вновь находилась в состоянии с "отрицательными" сверхгорбами, ~ 0? 13232 (Ким и др., 2005).
Согласно современным представлениям, сверхгорбы объясняются прецессией аккреционного диска (Уайтхаст, 1988; Осаки, 1985, 1989; Паттерсон и др., 1997; Скиллман и др., 1998; Вуд,
02:07:05 02:07 02:06:55 02:06:50 02:06:45
+15:20
+15:19
+15:18
+15:17
+15:16
+15:15
DS S2.F.POSSII •
• •
•
2 • • 1
t •
1 1' . N J
Pow vered by Aladín 5.333' 5.552' E —
Рис. 1. Карта окрестностей ТТ Ап (звезда 3). В качестве звезды сравнения использовалась звезда 1.
Природа таких изменений блеска до конца неясна и, по-видимому, связана с развитием каких-либо неустойчивостей на внешних радиусах диска. В частности, такие изменения блеска могут быть связаны с вращением неоднородностей (блобов) в диске, а наблюдаемые характерные времена колебаний блеска соответствуют кеплеровским периодам блобов, вращающихся вокруг Б К (Сулейманов и др., 1998). Отмечалась и переменность системы на временах порядка кеплеровского вблизи поверхности БК(9.6 с; Кожевников, 1986).
Разнообразие фотометрического поведения системы подогревает к ней неослабевающий интерес исследователей. Целью данной работы является поиск различий в фотометрическом поведении системы в эпохи "отрицательных" (1994—1995 гг.) и "положительных" (2001—2004 гг.) сверхгорбов.
НАБЛЮДЕНИЯ
Наблюдения ТТ Ап проводились в 1994, 1995, 2001, 2004 гг. В 1994, 1995 гг. проводилась многоцветная фотоэлектрическая фотометрия переменной на телескопе Цейсс-600 САО РАН. Фотометрические наблюдения в 2001, 2004 гг. выполнялись на российско-турецком телескопе РТТ-150, установленном в Турции на горе Бакырлытепе. Журнал наблюдений приведен в табл. 1.
Дифференциальная ПЗС-фотометрия на 1.5-м телескопе РТТ-150 проводилась в 2001 и 2004 гг. в инструментальных фильтрах v и rc соответственно. В качестве приемника при наблюдениях 2001 г. использовалась ПЗС-матрица ST-8E. Длительность экспозиции каждого кадра составляла 10 с, итоговый интервал между моментами наблюдений составлял 30 с. При наблюдениях 2004 г. использовалась ПЗС-матрица фирмы ANDOR (DW-436) и интервал между моментами наблюдений составлял около 14 с. Звездой сравнения, использованной в наблюдениях, являлась звезда 1 (звезда TT Ari-3 из работы Хендена и Ханикута, 1995), показанная на карте окрестностей (рис. 1). Эта звезда в базе данных SIMBAD имеет координаты а2000 = = 02h06m49.18s, ¿2000 = +15°1б'59.1" и звездные величины V = 14™б28 и R = 14m4. Стандартная первичная редукция (вычитание темнового кадра, кадра нулевой экспозиции и деление на кадр плоского поля) производилась в пакете MIDAS. В редуцированных кадрах проводилась апертурная фотометрия переменной звезды и звезд сравнения. Статистическая ошибка наблюдений составляет около 0m01 в обеих полосах.
Многоцветная фотоэлектрическая фотометрия на 60-см телескопе Цейсс-600 САО РАН проводилась с помощью четырехканального WBVR-фотометра. Фотометр позволял получать отсчеты от источника в четырех инструментальных фильтрах, близких к W, B, V и R, одновременно.
10.7
1400 1200
а 1000
н
§ 800 св
£ 600 с
400 200 0
11.3 -
11.4 -
11.5 -
11.6
1.0 Фаза
3 4 5 6 7 8 9 Частота, циклы в сутки
5000 4000
а
т
§ 3000
а а
д 2000 1000 0
-1-1-1-1-1-1-1—г
Рр„ = 0.1483й
1-1-1-1-г
2004 г.
Я-«-к/ \А —1 и../т\/ \1
10 3 4 5 6 7 8 9
Частота, циклы в сутки
10
Рис. 2. Периодограммы, использованные для нахождения фотометрических периодов системы в наблюдениях 2001 г. и 2004 г. (нижние панели) и свертки кривых блеска с этими фотометрическими периодами (верхние панели). Вертикальные пунктирные линии соответствуют частоте орбитального периода.
Звездой сравнения была выбрана звезда d из карты окрестностей Готца (1985) с V = 117?02, В = = 127? 17, и = 13^38 и показателями цвета В —
Таблица 2. Найденные фотометрические периоды ^ Ari
Эпоха Фильтр (число ночей) Pph
10.1994 «(3) 0*?1323
6(3) 04133
и) (3) 041312
ш-Ь{ 3) 041462
Ъ — V (3) 04136
08.1995 «(3) 04134
(04144)
6(3) 04134
(04144)
ю (3) 04133
(04143)
ии -6(3) 04139
Ъ — V (3)
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.