Содержание к диссертации
Введение
Глава 1. Обзор современного состояния проблемы. Методика ведения наблюдений и анализ данных .14
1.1. Современные представления о карликовых новых .14
1.1.1. Усовершенствованная модель переноса масс 15
1.1.2. Модель нестабильности ограниченного цикла 18
1.1.3. Модель приливно-тепловой нестабильности 19
1.2. Особенные случаи среди звезд типа SU UMa .25
1.3. Методика наблюдений и обработка данных 27
1.3.1. Наблюдения 27
1.3.2. Обработка .28
1.3.3. Анализ временных рядов 32
Глава 2. V1504 Cyg: карликовая новая типа SU UMa со сменой циклов и сверхциклов . 34
2.1. Наблюдения .35
2.2. Сверхциклы и циклы 35
2.2.1. Сверхциклы .39
2.2.2. Циклы 40
2.3. Сверхвспышки и сверхгорбы 42
2.4. «Обычные» и «необычные» вспышки 46
2.4.1. Данные наблюдений космического телескопа Кеплер .46
2.4.2. Данные наблюдений в Крымской астрофизической обсерватории 50
2.5. Поведение системы в минимуме блеска (спокойном состоянии) .51
2.6. Отношение масс компонентов системы .56
2.7. Заключение к главе 2 57
Глава 3. Долгопериодические карликовые новые типа SU UMa с переменным циклом в «пробеле» периодов и его окрестности .58
3.1. MN Dra .58
3.1.1. Наблюдения 58
3.1.2. Особенности вспышечной активности системы в 2009г 59
3.2. NY Ser 63
3.2.1. Наблюдения 63
3.2.2. Поведение системы в течение сверхциклов 64
3.2.3. Сверхвспышка 2013г 67
3.2.4. Нормальные вспышки 67
3.2.5. Необычно длинная нормальная вспышка 69
3.3. V503 Cyg 72
3.3.1. Наблюдения 73
3.3.2. Вспышечные кривые блеска .73
3.3.3. Сверхвспышка 74
3.3.4. Нормальные вспышки 76
3.3.5. Спокойное состояние системы вне вспышек .77
3.4. Заключение к главе 3 80
Глава 4. V1108 Her и EZ Lyn: короткопериодические карликовые новые типа WZ Sge с необычно коротким сверхциклом 81
4.1. V1108 Her 81
4.1.1. Наблюдения 82
4.1.2. Анализ короткопериодической переменности блеска 83
4.1.3. Особенности орбитальной кривой V1108 Her .89
4.2. EZ Lyn 94
4.2.1. Наблюдения 94
4.2.2. Особенности наблюдений 2010г .94
4.3. Заключение к главе 4 98
Заключение .99
Список литературы .
- Модель приливно-тепловой нестабильности
- Сверхциклы и циклы
- Поведение системы в течение сверхциклов
- Особенности орбитальной кривой V1108 Her
Модель приливно-тепловой нестабильности
Модель нестабильности ограниченного цикла впервые была предложена Мейером и Мейер-Гофмейстер [31]. Они рассмотрели структуру аккреционного диска с учетом конвективного переноса энергии и показали, что вспышки карликовых новых могут быть объяснены хорошо известной S-образной кривой теплового равновесия. Таким образом, в спокойном состоянии системы вещество накапливается в диске с низким состоянием вязкости. Когда накопится достаточно массы в диске, чтобы достичь поворотной точки на S-образной кривой, возникает тепловая нестабильность, которая переводит диск в горячее состояние с высокой вязкостью и накопленное вещество сбрасывается на белый карлик. В результате наблюдается вспышка, которая заканчивается, когда истощается масса диска, возвращая его обратно в холодное состояние. Мейер и Мейер-Хофмейстер указали, что изменение поверхностной плотности благодаря ионизированному водороду – наиболее подходящее объяснение физических основ активности цикла.
Эта модель рассматривалась несколькими группами [18, 19, 32-35]. Предполагалось, что нормальные вспышки и сверхвспышки карликовых новых типа SU UMa соответствуют «узким» и «широким» вспышкам карликовым новым типа SS Cyg, у которых более длинные орбитальные периоды. Эта идея впервые была предложена ванн Парадиджсом [6]. В этой модели не только короткие нормальные вспышки, но и длинные сверхвспышки объясняются нестабильностью ограниченного теплового цикла, и нет необходимости привлечения приливной нестабильности для объяснения как длинных сверхвспышек, так и самого феномена сверхциклов для SU UMa звезд. Сверхгорбы считаются всего лишь дополнительным явлением и имеют второстепенное значение. Численное моделирование, выполненное Каннизо [18] показало, что модель нестабильности ограниченного теплового цикла без учета приливной нестабильности становится достаточно сложной для выполнения как сверхвспышки, так и сверхцикла для систем типа SU UMa.
В модели нестабильности ограниченного цикла по Канниззо, короткие нормальные вспышки представляют собой вспышки «изнутри-наружу», в которых вспышка начинается во внутренних частях аккреционного диска и, нагревая их, распространяется наружу, но, не достигая внешних слоев диска, отражается обратно вовнутрь охлаждающей волной. Такой тип вспышке соответствует «типу Bb» классификации Смака [36]. Вещество диска во внешних частях не задействуется в таких вспышках, только вещество внутренних частей диска принимает участие в образовании таких коротких вспышек. Вспышка «изнутри-наружу», которая достигает внешних слоев аккреционного диска, приоизводит длинную сверхвспышку со стадией вязкого плато (типа вспышек Ba по Смаку).
Чередование широких и узких вспышек по Смаку [36] может быть в случае запуска вспышек из внутренних слоев диска наружу. В случае вспышек, начинающихся во внешних слоях и распространяющихся вовнутрь, ширина профиля вспышек должна быть более или менее похожа. Если, основываясь на наблюдениях, какая-либо нормальная вспышки карликовых новых типа SU UMa предполагает начало во внешних слоях диска, модель нестабильности ограниченного цикла встречает серьезные трудности.
Изучая сверхвпышки и сверхциклы карликовых новых типа SU UMa, Осаки предложил модель [7], известную сейчас как модель приливно-тепловой нестабильности, в которой обычная тепловая нестабильность объединена с приливной нестабильностью. Эта модель основана на изменчивости дисковой нестабильности, когда темп потери вещества вторичным компонентом предположительно постоянен, но сам диск гравитационно неустойчив и вспышки связаны с падением вещества на белый карлик. Вспышечная активность во время сверхцикла типа SU UMa согласно модели приливно-тепловой нестабильности показана на рис.2 и объясняется следующим образом. В начальной стадии сверхцикла диск считается компактным
Рисунок 2. Модель эволюции аккреционного диска в течение сверхцикла [37]. Для удобства на рисунке показано два сверхцикла. Для модели использовались параметры системы VW Hyi. На верхней панели показана болометрическая кривая блеска, на средней – изменение радиуса диска в единицах расстояния между компонентами системы, на нижней – полная масса диска нормированная критической массой, ниже которой диск не может стать приливно нестабильным. и его радиус значительно меньше необходимого для резонанса 3:1 (отношение периода пробной частицы в диске и периода обращения вторичного компонента двойной системы). Успешная вспышка (нормальная вспышка) вызывает аккрецию вещества на белый карлик, однако сброшенная масса вещества меньше переданной вторичным компонентом в спокойном состоянии системы. Масса и угловой момент диска накапливаются, внешний край диска растет с последовательностью нормальных вспышек. Финальная нормальная вспышка приводит внешний край диска на радиус резонанса 3:1. При условии, что отношение масс q = m2/m1 0.3 и достижении аккреционным диском 3:1 резонансного радиуса, диск становится приливно неустойчивым, эксцентричным и начинает прецессировать с периодом прецессии Pprec [38]. Во время сверхвспышки такая приливная неустойчивость диска проявляется в виде периодических колебания на кривой блеска, называемых сверхгорбами [39]. В соответствии с моделированием Трусса [29] критическое отношение масс, выше которого сверхгорбы не могут появиться, должно быть еще ниже (q=m2/m1 0.25). Этому условию удовлетворяют все звезды типа SU UMa, большинство орбитальных периодов которых - короче 2-х часов.
Сверхциклы и циклы
Впервые о переменности V1504 Cyg сообщил Белявский [74] и первоначально она называлась СПЗ 4693. То, что это может быть не одиночная звезда с неправильными изменениями блеска, стало известно только через десятки лет. Вспышечный характер переменности отмечали Цесевич и Драгомирецкая [75], Грокер [76]. Курочкин впервые предположил, что объект относится к карликовым новым [77]. А Райков и Ющенко [78] не только доказали это предположение, но и отнесли звезду к особому подтипу карликовых новых – SU UMa, для которых характерно наличие двух типов вспышек: нормальных, длящихся 3-5 суток и сверхвспышек, длящихся порядка двух недель. Позже Ульянихина и Шугаров[79] подтвердили наличие именно таких 2-х типов вспышек у V1504 Cyg. Ногами и Масуда [80] нашли последнее доказательство принадлежности звезды к классу SU UMa – сверхгорбы с периодом 0.07 суток во время одной из сверхвспышек. Орбитальный период системы был найден по спектральным наблюдениям Торстенсеном [81].
Для подробного изучения вспышечного поведения этой карликовой новой, был проведен долговременный мониторинг в 2000, 2001 и 2003гг. В 2009г. наблюдение системы проводилось в течение 3 ночей и закончилось за 5 суток до начала интенсивных наблюдений этого объекта космическим телескопом «Кеплер». Исследование особенностей звезды на разных стадиях вспышечной активности и самой вспышечной активности проводились как по нашим данным, включая и более ранние наблюдения 1998г., так и с привлечением данных AAVSO, VSNET и литературных источников [9, 19, 57]. Анализ доступных наблюдений охватывал период с 1994 до 2012 гг.
ПЗС-наблюдения V1504 Cyg велись на разных телескопах в Крымской астрофизической обсерватории (К-380 и ЗТШ), а также на телескопе Цейсс-600 Южной станции ГАИШ. Преимущественно наблюдения проводились в полосе R, но для некоторых дат были получены данные наблюдений и в полосе V. Всего для анализа использовалось более 6300 наземных оценок блеска (в полосе R) в течение 254 ночей.
На рис.7 показана карта окрестностей V1504 Cyg и звезда сравнения, для которой известны следующие фотоэлектрические величины: V=15.32m, R=14.65m [83].
Кривые блеска некоторых сверхциклов 2000-2003гг. по данным наблюдений в Крымской астрофизической обсерватории показаны на рис.8. Наблюдения охватили четыре сверхцикла. Рисунок 8. Кривая блеска V1504 Cyg в течение нескольких сверхциклов в 2000г., 2001г. и 2003г. Наблюдения, полученные в полосах R, показаны черными кружками, в полосах V – открытыми кружками.
Кроме собственных наблюдений, полученных в Крымской астрофизической обсерватории, для анализа вспышечной активности системы использовались также и доступные данные наблюдений космического телескопа Кеплер. На рис.9 показаны данные, охватывающие почти два сверхцикла, которые использовались в анализе и пример кривой блеска V1504 Cyg, полученной космическим телескопом. Кроме этого, на кривой блеска с анализируемыми данными показаны еще две ночи наблюдений, полученные в КрАО в 2009г., они предшествуют наблюдениям на телескопе «Кеплер».
Рисунок 9. Кривая блеска V1504 Cyg, полученная на космическом телескопе «Кеплер». На верхней панели представлены крымские наблюдения в полосе R (белые кружки) и доступные данные наблюдений телескопа Кеплер в 2009 г. На нижней панели – кривая блеска, взятая из публикации [19].
Сведения о вспышечной активности, которые использовались при анализе циклов и сверхциклов V1504 Cyg приведены в таблице 1, где E – номер эпохи для данного сверхцикла, JD_start – юлианская дата начала сверхвспышки, N_out – количество нормальных вспышек, наблюденных в данном сверхцикле, sources – базы данных на основе которых получены результаты для данного сверхцикла. Погрешность типа «(-13)» указывает на неопределенность вычисления начала сверхвспышки из-за малого количества данных. Таблица 1.
Длина сверхцикла для этой карликовой новой не имеет постоянной величины и может изменяться в интервале 104-142 суток (рис.9). Не для всех циклов за анализируемый период удалось вычислить длительность сверхцикла из-за нерегулярности мониторинга объекта. В целом оказалось возможным исследовать 54 сверхцикла. Из-за хорошей воспроизводимости характеристик сверхвспышки можно было определить момент начала сверхвспышки с ошибкой, как правило, не более 1-2 суток для тех случаев, когда по совокупности всех данных была прописана ее большая часть. Однако, в ряде случаев, неопределенность в моменте начала сверхвспышки была больше, если данных не хватало для надежного установления, к какой части сверхвспышки (к концу или к ее началу) они относятся
Поведение системы в течение сверхциклов
Анализ доступных данных наблюдений сети AAVSO не позволил определить ни точное значение сверхцикла, ни частоты нормальных вспышек из-за достаточно редких сетов наблюдений, но подтвердил существование вспышек разной продолжительности. Так, например, на интервале юлианских дат 2455690-2455790 (рис.34) можно отождествить две длинные вспышки длительностью 6 и 7 суток (55690-55696 и 55700-55707), следующую за ними одну сверхвспышку (55713-55730), не менее 4 нормальных вспышек продолжительностью около 3 суток (55740-55770), одну вспышку длительность 5 суток (55779-55804). Примечательно, что после этого до юлианской даты 2455820 не было зафиксированно ни одной возможности наблюдения вспышки длительностью около 18 суток, что соответствует длительности сверхвспышки, т.е. этот сверхцикл был больше 107 суток.
Длительность сверхвспышки 2013 была 18 суток (рис.35), во время которой наблюдались колебания блеска с периодом сверхгорбов 0.104531(37) суток (рис.36). Вычисленный период сверхгорбов близок к периодам определенным Ногами [94] и Паттерсоном [95]. Для определения периода сверхгорбов был выбран интервал с 12 суток без первых двух ночей в начале сверхвспышки. Амплитуда сверхвспышки составила 2.5m , профиль сверхгорбов в течение нее был около 0.1m. Через 10 суток с начала сверхвспышки яркость системы стала ослабевать со скоростью около 0.12m/сут.
Длительность нормальных вспышек не постоянна, профиль вспышек асимметричный. Чаще встречаются вспышки длительностью около 3 суток. Но также наблюдались и более длинные вспышки продолжительностью в 5-6 суток в 2002г. и 2013г.
Все нормальные вспышки на диаграмме «цвет-звездная величина» более красные в минимуме блеска. Объект становится голубым на восходящей ветви
Периодограмма для сверхвспышки 2013г. с указанием наиболее значимого периода и свертка данных с этим периодом. вспышки. Пример таких изменений для нескольких нормальных вспышек показан на рис.37.
Анализируя длинную нормальную вспышку 2002г. продолжительность 5 суток методом периодограммного анализа были выявлены колебания с периодом 0.09748(17) суток, это значение близко к орбитальному периоду. Средний профиль этих колебаний показан на рис.38.
Перед сверхвспышкой 2013г. наблюдалась необычно длинная вспышка продолжительность 12 суток (рис.39). Амплитуда вспышки не превышала 1.8m и имела сложный профиль. Через 6 суток после начала вспышки наблюдалось незначительное ослабление блеска в пределах 0.2m, затем опять был достигнут максимальный блеск. После этого ослабление блеска система происходило со скоростью около 0.3m/сут. Но на 9-е сутки с начала вспышки опять произошло увеличение блеска на 0.7m, которое продолжалось около 3 суток. После этого в течение 2 суток система вернулась к довспышечному значению блеска. Рисунок 38. Свертка данных первой широкой вспышки 2002г. с орбитальным периодом.
Рисунок 39. Кривая блеска необычно длинной вспышки 2013г. В течение этой вспышки наблюдались колебания блеска с периодом 0.09783(2) суток близким к значению орбитального периода (рис.40).
Распределение звезд типа SU UMa (рис.41) в «пробеле» распределения катаклизмических переменных по орбитальным периодам показывает увеличение их количества с уменьшением периода (т.е., с уменьшением отношения масс m2/m1). Звездные системы, попадающие в пробел периодов, находятся вблизи критического резонанса 3:1, необходимого для возбуждения приливной нестабильности (и сверхгорбов) и резонанс, на примере этой необычной длинной вспышки NY Ser, по-видимому, может достигаться не в каждой сверхвспышке.
V503 Cyg является малоизученной катаклизмической переменной [96]. Спектральный класс звезды донора – М6 [97]. Известно, что эта система относится к подгруппе карликовых новых SU UMa, которая может изменять свою вспышечную активность: Харвей и др. [51] сообщили о вспышках, повторяющихся через 30 суток в течение 89-дневного интервала между сверхвспышками, а Като и др. [98], анализируя данные AAVSO, обнаружили, что в отдельные годы вспышечная активность системы радикальным образом усилилась и нормальные вспышки повторялись каждые 7-9 суток в течение практически неизменного по длительности сверхцикла. Во время сверхвспышки у звезды регистрировались «положительные»сверхгорбы с периодом 0.08101(4) суток [51], 0.081767(45) - 0.081022(18) суток [43]. По спектральным наблюдениям в неактивном состоянии Харвей и др. [51] обнаружили орбитальный период 0.07771(28) суток, который фотометрически никак не проявился. В то же время объявили об открытии в минимуме «отрицательных» сверхгорбов с периодом 0.07669(1) суток. Этот период (0.076 суток) впервые был обнаружен Шкоди и др. [99] еще в 1988г., однако авторы работы ошибочно идентифицировали его как орбитальный период.
Наблюдения проводились в 2010г. на телескопе К-380 с помощью камеры SBIG ST-7 без применения светофильтров. Для анализа результатов также использовались наблюдения, полученные в Терскольской обсерватории на телескопе Цейсс-600 с помощью ПЗС камеры PixelVision. Наблюдения охватывали интервал времени с 20 июня по 14 ноября 2010г., всего получено 29 ночей. Карта окрестностей V503 Cyg показана на рис.42. В качестве звезды сравнения использовалась звезда из каталога USNO A2.0 1275-13934488.
Особенности орбитальной кривой V1108 Her
Верхняя панель: периодограмма в окрестности периода сверхгорбов и орбитального периода с 90% доверительным интервалом. Период сверхгорбов по всем данным (вспышка + пост-вспышечная стадия) совпадает с периодом, полученным Прайсом и др. 0.05778 сут. [67]. Вертикальной черточкой указано местоположение орбитального периода. В нижней части приведена функция спектрального окна. Нижняя панель: свертка данных с орбитальным периодом.
Иногда один или оба горба на кривых блеска систем типа WZ Sge показывают как бы раздвоение (или “дип” (dip)), из-за чего на периодограмме может появиться пик на % орбитального периода.
Кржеминский и Смак [111] еще в 1971 г. предложили свое объяснение двугорбой орбитальной кривой блеска WZ Sge: каждый из горбов связан с одним и тем же горячим пятном на диске, только один из них соответствует расположению горячего пятна на передней стороне диска по отношению к наблюдателю, а второй – на противоположной и наблюдению его сквозь прозрачный диск. Очевидно, что центральная область диска только частично прозрачна, и, когда горячее пятно расположено в точности позади этой области, должно регистрироваться резкое понижение блеска (дип) на втором горбе. Подобное явление как раз и наблюдается у WZ Sge в минимуме блеска. Прозрачность диска у звезд типа WZ Sge может быть следствием очень низкого темпа переноса вещества от вторичной звезды. Средний профиль орбитальной кривой блеска SDSS J0804 хоть и напоминает WZ Sge, но индивидуальные кривые могут быть двугорбыми с одинаковыми амплитудами горбов безо всяких расщеплений, либо с расщеплениями одного или обоих горбов [68, 120]. Последнее обстоятельство отвергает возможность предложенной модели, по крайней мере, для SDSS J0804. Другое объяснение двугорбой кривой связано со спиральной структурой аккреционного диска, предсказанной еще в 1979г. Лин и Папалоизу [121] на примере кривой блеска WZ Sge. Авторы рассчитали, что подобная структура возникает только в дисках, простирающихся до 2:1 резонанса, что возможно только при экстремально низком отношении масс компонентов 0.1. В их моделях двухрукавная структура сохраняется даже при выключенном переносе вещества от звезды-донора к звезде-аккретору, а ширина спиральных ветвей зависит от вязкости. Осаки и Мейер [122] первые продемонстрировали, что причиной так называемых «ранних сверхгорбов» также является 2:1 резонанс, достигаемый при q 0.09. Расчеты Авилеса и др. [12] показали, что двугорбая структура короткопериодической карликовой новой SDSS J123813.73-033933.0 хорошо описывается в рамках модели с 2:1 резонансом при низкой вязкости аккреционного диска.
Что касается V1108 Her, орбитальная кривая блеска этой карликовой новой не похожа ни на типичные одногорбые, ни на типичные двугорбые кривые, которые встречаются у звезд типа WZ Sge. От двугорбых кривых блеска звезд типа WZ Sge, V1108 Her отличается тем, что структура меньшего горба на ее кривой блеска очень изменчива, он может вообще пропадать, а его усредненный профиль выглядит скорее как невысокое плато (однако в отдельных циклах оба горба могут быть хорошо разделенными и иметь близкую амплитуду (см. Рис.52, а3). От одногорбых синусоидальных орбитальных кривых, таких как у HV Vir и EG Cnc, V1108 Her отличается тем, что основной горб на ее кривой блеска длится всего половину орбитального периода. В таком представлении среднюю кривую V1108 Her можно рассматривать как одногорбую с касательным затмением на фазе 0.5.
Общим свойством кривой блеска V1108 Her с двугорбыми кривыми звезд типа WZ Sge является эпизодическое удвоение каждого из горбов, т.е., периодичность, равная четверти орбитального периода. Эта периодичность пропадает после вычитания из данных орбитальной модуляции с четырьмя гармониками, поэтому она не может быть связана с нерадиальными пульсациями белого карлика.
Като и др. [43] ранее оценили радиус аккреционного диска V1108 Her в конце вспышки 2004 г. (0.499a ± 0.149a, где a – расстояние между компонентами) и показали, что в пределах ошибок он может соответствовать радиусу, где реализуется 2:1 резонанс. С другой стороны, отношение масс q = 0.068 и двугорбый профиль по крайней мере некоторых кривых, в соответствии с [121], также говорит о том, что аккреционный диск в этой системе достиг 2:1 резонанса. Орбита аккреционного диска на радиусе близком к 2:1 резонансу, имеет период вращения, равный половине орбитального периода и любая структура (типа блоба) встречает приливное возмущение дважды в течение этого периода, создавая сигнал, равный орбитального периода, что и наблюдается на кривых блеска V1108 Her.
Отметим, что сложная и изменчивая структура аккреционного диска V1108 Her, а также «загрязняющий» вклад близко расположенной звезды поля, не дают возможности однозначно идентифицировать затменную деталь. Необходимы дальнейшие высокоточные исследования этой интересной системы для изучения особенностей структуры аккреционных дисков карликовых новых с экстремально малым отношением масс.
SDSS J080434.20 +510349.2 (EZ Lyn) была открыта Шкоди [123] как короткопериодическая (0.059 сут.) карликовая новая. Первая сверхвспышка был зафиксирована в 2006 году [66]. Но из-за того, что наблюдения были сделаны только на заключительном этапе фазы плато, период сверхгорбов не был точно определен [66, 124]. Большая амплитуда вспышки и серия ребрайтенингов позволила отнести эту систему к карликовым новым типа WZ Sge. Эта карликовая новая особенно выделяется наблюдаемым затмением [70, 83], большим количеством ребрайтенингов (одиннадцать ребрайтенингов после сверхвспышки 2006 года) [66, 83] и пульсациями типа ZZ Cet у белого карлика [114, 120]. В сентябре 2010г. через 4.5 года после предыдущей сверхвспышки SDSS J0804 опять вошел во сверхвспышку [125]. В это раз объект наблюдался на восходящей ветви вспышки, что позволило не только обнаружить ранние сверхгорбы, но и проследить эволюцию обычных сверхгорбов.
ПЗС-наблюдения проводились в 2010г. с 18 сентября по 23 октября на телескопе К-380 в ходе международной кампании. Наши наблюдения начались в следующую ночь после сообщения о начале сверхвспышки. Карта окрестностей показана на рис.55. Как звезда сравнения использовалась звезда USNO B1.0 1410-0196602 (R=15m.41).