Содержание к диссертации
Введение
1 Наблюдательные и синтетические доплеровские карты тесных двойных систем 17
1.1 Метод доплеровской томографии 17
1.1.1 Исходные данные 17
1.1.2 Методы восстановления томографических изображений 22
1.2 Трехмерное численное моделирование ТДС 27
1.2.1 Уравнения гравитационной газовой динамики . 27
1.2.2 Численные схемы 30
1.2.3 Результаты моделирования 35
1.3 Синтетические доплеровские карты ТДС 3G
2 Спектральные наблюдения SS Cygni 39
2.1 Система SS Cygni 39
2.2 Наблюдения системы SS Cygni на двухметровом телескопе Zeiss-2000 обсерватории на п. Терскол 42
2.2.1 Оборудование 42
2.2.2 Наблюдения 43
2.3 Обработка результатов наблюдений 45
2.4 Наблюдательные доплеровские томограммы 56
3 Структура течения вещества в системе SS Cygni в спокойном состоянии 64
3.1 Основные элементы газодинамической картины течения в SS Cygni в спокойном состоянии 64
3.2 Синтетическая доплеровская карта SS Cygni в спокойном состоянии 72
3.3 Сравнение синтетической и наблюдаемых доплеровских картSS Cygni в спокойном состоянии 73
4 Структура течения вещества в системе SS Cygni в активном состоянии 78
4.1 Профили линий На, Нр и Нп 78
4.1.1 Орбитальная эволюция профилей линий 81
4.1.2 Изменение профилей линий в зависимости от уровня активности системы 84
4.2 Доплеровские томограммы системы во время вспышки . 86
4.3 Модель изменения газодинамической картины течения в процессе вспышки 96
Заключение 101
Литература 105
- Трехмерное численное моделирование ТДС
- Обработка результатов наблюдений
- Синтетическая доплеровская карта SS Cygni в спокойном состоянии
- Изменение профилей линий в зависимости от уровня активности системы
Введение к работе
Актуальность темы
Особое место среди двойных звезд занимают тесные двойные системы (ТДС), в которых происходит обмен веществом между звездой донором и звездой аккретором.
Предположение о том, что в подобных системах присутствуют газовые потоки было впервые выдвинуто в работе Струве [50] для объяснения пекулярных особенностей спектров системы р Lyr. Современные наблюдения позволяют с уверенностью говорить о том, что газодинамическая структура течения в ТДС состоит из потоков, струй, аккреционных дисков, межкомпонентных газовых оболочек и других подобных структур (см., напр., [58]). Актуальность исследования процессов массопереноса в ТДС обусловлена необходимостью их учета при рассмотрении эволюции таких систем. Кроме того, предполагается, что большинство наблюдательных проявлений ТДС, характеризующихся выделением большого количества энергии, обусловлено процессами массопереноса и последующей аккреции в этих объектах.
ТДС имеют малые размеры и достаточно далеки от Солнца, что делает невозможным прямые наблюдения газодинамических структур. Классическим методом исследования структуры течения вещества в ТДС является анализ кривых блеска, а также исследование спектральных осо-
бенностей. В 1988 г. был предложен метод доплеровской томографии [30], позволяющий получать карты интенсивности излучения в определенных спектральных линиях в пространстве скоростей - так называемые допле-ровские томограммы. Такие карты в некотором смысле более наглядны и лучше поддаются интерпретации, чем исходные спектры.
Существенный прогресс в интерпретации доплеровских томограмм произошел в последние годы, когда, с развитием вычислительной техники и численных методов, появились численные модели газодинамики вещества в ТДС, которые позволяют строить теоретические (синтетические) допле-ровские карты. Совместное использование методов доплеровской томографии и численного моделирования представляет собой мощный инструмент исследования газодинамической картины течения в ТДС.
В диссертационной работе представлены результаты исследования структуры течения в тесной двойной системе SS Cyg методами доплеровской томографии совместно с численным моделированием газодинамики этой системы. Основное внимание в работе уделено решению актуальной задачи - поиску и исследованию газодинамических структур, отвечающих за формирование и эволюцию наблюдаемых эмиссионных спектральных линий в спокойном и активном состояниях системы.
Цели диссертации
Тесная двойная система SS Cyg изучается уже более ста лет. Для нее накоплен обширный наблюдательный материал, в том числе и допле-ровские томограммы. Однако, многие вопросы, касающиеся ее физических свойств, остаются открытыми. В частности, до сих пор нет однозначного
ответа на вопрос о том, какие газодинамические структуры присутствуют в картине течения в спокойном и активном состояниях.
Основное внимание в диссертации уделено комплексному исследованию газодинамической картины течения в системе SS Cyg с теоретической и наблюдательной точек зрения.
При работе над диссертацией были поставлены следующие цели:
провести спектральные наблюдения системы SS Cyg в активном и спокойном состояниях с хорошим временным разрешением, получить достаточное количество спектров для построения доплеровских томограмм системы;
построить и проанализировать наблюдательные доплеровские томограммы системы;
провести трехмерное численное моделирование системы и по результатам этого моделирования получить синтетические доплеровские карты. Провести идентификацию основных газодинамических элементов течения на синтетической доплеровской карте;
путем сравнительного анализа теоретических и наблюдательных томограмм отождествить основные элементы течения в системе SS Cyg в спокойном и активном состояниях, отвечающие за формирование и эволюцию профилей спектральных линий.
7 Научная новизна
В диссертационной работе были впервые получены следующие результаты:
По результатам спектральных наблюдений построены доплеровские томограммы системы SS Cygni в спокойном состоянии. Анализ допле-ровских томограмм совместно с газодинамическим моделированием, позволил выявить наличие в системе таких газодинамических структур, как струя вещества из внутренней точки Лагранжа L\ аккреционный диск, два рукава приливной спиральной волны, ударная волна, вызванная взаимодействием газа околодискового гало со струей вещества из точки Лагранжа L\ ("горячая линия").
Показано, что асимметрия доплеровских томограмм SS Cygni в спокойном состоянии вызвана наличием вещества за отошедшей ударной волной, возникающей в результате движения аккретора и диска в газе межкомпонентной оболочки.
По результатам анализа спектральных наблюдений SS Cyg в активном состоянии в линиях На, Н/з и Hj, предложена модель, объясняющая наблюдательные особенности вспышки. Согласно модели, основными элементами течения, определяющими форму профилей спектральных линий во время вспышки являются: остаточный аккреционный диск, тороидальная оболочка, формирующаяся во внутренних частях диска, расширяющаяся сферическая оболочка вокруг звезды аккретора, область вещества за отошедшей ударной волной, возникающей в результате движения аккретора и диска в газе межкомпо-
нентной оболочки. Также вклад в формирование профилей вносит поверхность звезды-донора вблизи внутренней точки Лагранжа L\, нагретая излучением от аккретора и пограничного слоя.
По спектральным наблюдениям системы SS Cyg в линиях Нр и Н7 во время вспышки построены доплеровские томограммы. Путем сравнения этих томограмм с томограммами для спокойного состояния и синтетическими томограммами оценены параметры аккреционного диска в активном состоянии. Предложено объяснение наблюдаемой картины течения с использованием модели, включающей эллиптический аккреционный диск.
Практическая значимость
Основные результаты диссертационной работы, определяющие ее научную и практическую значимость опубликованы в авторитетных научных изданиях. Разработана методика совместного использования наблюдательных и синтетических доплеровских томограмм. Проведенные исследования позволили идентифицировать основные особенности структуры течения в SS Cyg как в спокойном, так и в активном состоянии. Впервые объяснена асимметрия томограмм, которая наблюдается не только у SS Cyg, но и у ряда других звезд этого типа. Полученные результаты могут быть использованы для интерпретации наблюдательных особенностей других звезд того же класса.
Объем и структура диссертации
Диссертация состоит из введения, четырех глав и заключения. Число страниц - 114, число рисунков - 38, таблиц - 3, наименований в списке литературы - 76.
Содержание работы
Во Введении обсуждается актуальность темы диссертационной работы, формулируются цели, поставленные при ее написании, описываются предмет и метод исследования. Также приводится краткий обзор содержания работы, обсуждается ее научная новизна и практическая значимость полученных результатов.
В Главе 1 "Наблюдательные и синтетические доплеровские карты тесных двойных систем" дается описание метода доплеровской томографии и приводятся примеры наблюдательных доплеровских томограмм, рассмотрена трехмерная газодинамическая модель тесной двойной системы, сформулированы основные особенности структуры течения в ТДС и их проявления на синтетической доплеровской карте.
В Параграфе 1.1 "Метод доплеровской томографии" приводится подробное описание метода доплеровской томографии, который позволяет преобразовывать профили эмиссионных спектральных линий в карты светимости систем (в определенной линии) в пространстве скоростей. Такие карты, в некотором смысле, более наглядны и лучше поддаются интерпретации, чем исходные спектры.
Доплеровская томография представляет собой процесс решения некорректной обратной задачи, поэтому в параграфе также обсуждаются наиболее распространенные методы ее решения. В настоящее в доплеровской томографии тесных двойных систем чаще всего тиспользуются следующие методы: Метод Фильтрованных Обратных Проекций, Метод Максимума Энтропии, и Радиоастрономический Подход.
В Параграфе 1.2 "Трехмерное численное моделирование ТДС" приводится система уравнений, используемая для моделирования течения вещества в ТДС, и описывается численная схема решения. Обсуждаются особенности используемой модели, приводятся результаты ее тестирования и сравнения с известными результатами.
В Параграфе 1.3 "Синтетические доплеровские карты ТДС" описан процесс построения синтетических доплеровских карт. Приведены примеры проявления основных элементов структуры течения в ТДС на синтетических доплеровских картах.
В Главе 2 "Спектральные наблюдения SS Cygni и наблюдательные доплеровские карты" приводятся результаты спектральных наблюдений SS Cygni, обсуждается методика обработки данных, представлены наблюдательные доплеровские карты.
В Параграфе 2.1 "Система SS Cygni" приводятся результаты предыдущих спектральных исследований этой системы. Отмечены особенности предыдущих наблюдений, перечислены требования к наблюдениям, необходимым для доплеровской томографии.
В Параграфе 2.2 "Наблюдения SS Cygni на двухметровом телескопе
Ziess-2000" описаны проведенные спектральные наблюдения SS Cygni.
Большая часть наблюдений SS Cygni, представленных в данной работе, проводились в августе и декабре 2006 г. в спокойном состоянии и во вспышке, соответственно. Наблюдения проводились в диапазонах 3800 — 5200 АА и 5900 — 7100 АА, включающих основные линии бальмеровской серии водорода. Использовался подвесной спектрограф в кассегрен-фокусе двухметрового телескопа Zeiss-2000 на пике Терскол в классической моде с 17-дифракционной решеткой.
Приведены кривые блеска системы на моменты наблюдений, описан процесс получения спектров, приведены "сырые"спектры.
Параграф 2.3 "Обработка результатов наблюдений" посвящен процессу обработки наблюдений.
Процесс обработки состоял из стандартной фотометрической коррекции изображений, нормировки на уровень континуума, и привязки к длинам волн. После обработки в пакете ESO MIDAS long каждый профиль подвергался коррекции для учета лучевой скорости центра масс системы SS Cygni и учета движения Земли вокруг Солнца. Для определения фазы двойной системы, к которой принадлежит каждый профиль, была произведена привязка каждого кадра к гелиоцентрической юлианской дате.
В результате, после обработки всего имеющегося наблюдательного материала были получены следующие серии спектров: 20 профилей линии На с разрешением ~ 50 км/с, покрывающих ~ 0.8 орбитального периода системы (05.08.2006, вспышка); по 19 профилей линий Нр и Н7 с разрешением соответственно ~ 70 и ~ 80 км/с, покрывающих ~ 0.7 орбитального периода (14.08.2006 спокойное состояние); по два профиля линий Н@ и iJ7
(08 - 10.12.2006) и по 13 профилей линий Нр и Ну, покрывающих ~ 0.6 орбитального периода (13.12.2006) с разрешением соответственно ~ 70 и ~ 80 км/с. Все наблюдения в декабре 2006 г. были проведены во время вспышки.
В Параграфе 2.4 "Наблюдательные доплеровские 'томограммы11 описаны доплеровские карты системы, построенные по линиям На, Ир и Ну для спокойного и активного состояний.
В линиях Нр и Н7 были построены томограммы для спокойного состояния (по наблюдениям 14.08.2006) и для активного состояния (по наблюдениям 13.12.2006). Также была построена томограмма в линии На для активного состояния (по наблюдениям 05.08.2006).
На томограммах в линиях Нр и Ну отчетливо виден аккреционный диск как в спокойном, так и в активном состояниях. Помимо этого, на томограммах можно выделить несколько областей повышенной яркости. Также на томограммах для спокойного состояния наблюдается асимметрия, причем, в линии Нр асимметрия выражена сильнее. Для всех томограмм были получены оценки размеров и положений выделенных структур.
В Главе 3 " Структура течения вещества в системе SS Cygni в спокойном состоянии" приводится описание основных элементов структуры течения в SS Cygni в спокойном состоянии, полученных путем сравнения результатов газодинамического моделирования с наблюдаемыми доил еровскими томограммами.
В Параграфе 3.1 "Основные элементы газодинамической картины течения в SS Cygni в спокойном состоянии" представлены результаты
численного моделирования газодинамики вещества в SS Cygni. Согласно результатам моделирования, основными элементами газодинамической картины течения являются: струя газа из внутренней точки Лагранжа L\] аккреционный диск; два рукава приливной спиральной волны; ударная волна, вызванная взаимодействием газа околодискового гало со струей вещества из точки Лагранжа L\ ("горячая линия"); а также отошедшая ударная волна, возникающая вследствие движения аккретора и диска в газе межкомпонентной оболочки.
В Параграфе 3.2 "Синтетическая доплеровская карта SS Cygni в спокойном состоянии " описана построенная на основании результатов моделирования синтетическая доплеровская карта системы. На этой карте отождествлено положение всех основных элементов газодинамической картины.
Параграф 3.3 "Сравнение синтетической и наблюдаемых доплеров-ских карт SS Cygni в спокойном состоянии" посвящен сравнительному анализу наблюдательных и теоретических результатов.
По результатам сравнения синтетической и наблюдаемых доплеров-ских карт установлено, что в системе SS Cygni в спокойном состоянии присутствуют все элементы течения, полученные при моделировании. Также показано, что выделенные в теоретическом исследовании области межкомпонентной оболочки системы, находящиеся вблизи отошедшей ударной волны, хорошо объясняют асимметрию томограмм.
В Главе 4 "Структура течения вещества в системе SS Cygni в активном состоянии" описаны основные элементы структуры течения
в SS Cygni в активном состоянии.
Параграф 4-І "Профили линий На, Нр и Н7 " посвящен исследованию профилей спектральных линий, полученных во время вспышки.
Показано, что во время вспышки профили спектральных линий баль-меровской серии кардинально меняются. В них появляется широкий абсорбционный компонент, который, по видимому, вызван возникновением плотной тороидальной оболочки во внутренних частях диска. Крылья абсорбционного компонента имеют дополнительное уширение за счет эффекта Штарка, что подтверждает гипотезу о формировании тороидальной оболочки.
В декабре 2006 г. в течение одной ночи наблюдений были получены по 13 профилей линий Нр и І77, покрывающих ^0.6 орбитального периода, что позволило провести анализ орбитальной эволюции профилей. Показано, что каждый профиль линии можно разделить на несколько компонентов: широкий абсорбционный, и два эмиссионных - широкий и узкий. Для того, чтобы понять, какие области течения ответственны за формирование профилей, для каждого из компонентов были построены кривые лучевых скоростей. Также кривые лучевых скоростей были построены для компонентов профилей линии На, которые наблюдались во время вспышки 05.08.2006.
Из проведенного анализа следует, что кривые лучевых скоростей абсорбционного и широкого эмиссионного компонента соответствуют теоретической кривой движения звезды-аккретора, что говорит об их образовании в газодинамических структурах вокруг аккретора. Кривая лучевых скоростей узкого эмиссионного компонента соответствует кривой лучевых
скоростей внутренней точки Лагранжа, что позволяет связать эту эмиссию с излучением прогретой поверхности звезды-донора вблизи ТОЧКИ L\.
В Параграфе 4-3 "Доплеровские томограммы системы во время вспышки " проводится анализ доплеровских томограмм, полз^ченных в линиях На, Нр и Н1.
Построенные томограммы показывают, что в газодинамической картине течения во время вспышки присутствуют элементы, отождествленные в спокойном состоянии. В частности, на томограммах видны такие структуры как: струя газа из внутренней точки Лагранжа L\\ остаточный аккреционный диск, внешние области которого сильно разрежены; рукава приливной спиральной волны; "горячая линия"; а также отошедшая ударная волна. В то же время, доплеровские томограммы в активном состоянии имеют существенные отличия от томограмм, полученных в спокойном состоянии. Так на томограммах в линиях Нр и Н1 наблюдается смещение ярких областей в сторону больших скоростей, что говорит об изменении размера диска. Кроме того, дисковая структура на томограмме в линии Н^ имеет существенно некруговую форму. Показано, что форма томограммы может быть описана в модели с эллиптическим аккреционным диском, имеющим эксцентриситет е ~ 0.3.
В Параграфе 4-4 "Модель изменения газодинамической картины течения в процессе вспышки" описана предложенная на основании анализа спектров и доплеровских томограмм модель.
В рамках модели показано, что по мере развития вспышки вещество движется к аккретору, формируя тороидальную оболочку и остаточный аккреционный диск, который, в результате взаимодействия со струей ве-
щества из точки Лагранжа Li, меняет свою форму от круговой к эллиптической. Выделение энергии на поверхности звезды-аккретора во время вспышки приводит к образованию сферической оболочки вокруг аккретора, а также к перегреву поверхности звезды донора в окрестности точки L\. Таким образом показано, что вклад в профили спектральных линий во время вспышки вносят как минимум 5 областей течения: внешние части остаточного эллиптического аккреционного диска; поверхность звезды-донора вокруг внутренней точки Лагранжа L\, нагретая излучением аккретора; плотная тороидальная оболочка вокруг аккретора, представляющая собой утолщение на внутреннем крае аккреционного диска; сферическая оболочка вокруг звезды-аккретора; область отошедшей ударной волны.
В "Заключении" приводятся основные положения, выносимые на защиту, приводится список опубликованных по теме диссертации статей, а также конференций и семинаров, где были представлены основные результаты, отмечается личный вклад автора в совместных работах.
Трехмерное численное моделирование ТДС
При моделировании течения вещества в тесных двойных системах используются уравнения идеальной гравитационной газодинамики, которые где p - плотность, v - скорость, p - давление, є - внутренняя энергия. В системе отсчета, вращающейся с угловой скоростью О системы вокруг общего центра масс, потенциал Роша Ф определяется выражением: GMg GMd 1 /Л _ _\2 где G — гравитационная постоянная, га и frf — радиус-векторы центров аккретора и донора, a Mi и Мг — их массы, соответственно, гс — радиус-вектор центра масс системы. Модуль вектора угловой скорости где А - расстояние между компонентами системы. Для описания течения в двойной системе используется неинерциаль-ная декартова система координат (ж, у, z), вращающаяся вместе с системой (Рис. 1.4). Начало координат находится в центре звезды-аккретора га = (0,0,0). Центр звезды-донора лежит на расстоянии А на оси х от центра аккретора: fd = (—Л, 0,0). Ось z направлена вдоль оси вращения: U= (0,0,0). Плотность, энергия и давление связаны уравнением состояния идеального газа с показателем адиабаты 7 Потенциал Роша имеет 5 точек либрации. Особенно важной для дальнейшего рассмотрения является внутренняя точка Лагранжа L\, поскольку именно через эту точку происходит массобмен между компонентами, когда один из них в процессе эволюции заполняет свою полость Роша. Внутренняя точка Лагранжа расположена на прямой, соединяющей центры масс компонентов двойной системы. Для вычисления расстояния XLX ОТ центра масс вторичного компонента до точки L\ существует несколько приближенных формул. В большинстве важных практических случаев систему 1.4 невозможно решить аналитически. Поэтому для ее решения применяются численные методы.
Наибольшее распространение получили методы решения на основе конечно-разностных схем, в том числе годуновского типа. Классическая схема Годунова [67] основана на точном решении задачи Рішана о распаде произвольного разрыва. Задача Римана сводится к нахождению потоков искомых величин через границы ячеек расчетной сетки. Для системы уравнений идеальной газовой динамики эта задача может быть решена аналитически [72]. Схема Годунова применяется для решения систем гиперболических уравнений вида: представляющих собой запись системы 1.4 в консервативной форме. В дискретной форме уравнения 1.5 выглядят следующим образом: где q = (p,p,u,v,w) (в непрерывном случае у) - вектор газодинамических величин (плотности, давления и трех компонент скорости), F - вектор потоков соответствующих величин, г - временной шаг, h - шаг пространственной сетки. Значек (Л) обозначает вектор величин, получаемых на следующем временном шаге. В схеме Годунова, основанной на точном решении задачи Римана, потоки определяются следующим образом: Для скалярного одномерного уравнения адвекции вида где qjj и qR - значения величин справа и слева от разрыва, соответственно. Задача существенно усложняется в случае нелинейной системы, что, собственно, и является одной из главных проблем метода Годунова. Дело в том, что при решении нелинейной системы на каждом временном шаге, для каждой границы между ячейками необходимо решать нелинейное уравнение для нахождения q (0 4-1/2 )- Чтобы справиться с этой проблемой используют схемы, основанные на приближенном решении задачи Римана. Примером таких схем является схема Роу [43]. В этой схеме уравнение общего вида 1.5 сводится к линейному уравнению где постоянная матрица А должна удовлетворять условию гиперболичности и переходить в Щ при q — q#. Кроме того, матрица А{ц.ь, q#) должна удовлетворять условию
В работе [42] было показано, что для системы идеальных газодинамических уравнений матрицу А( хь, qjj) можно представить, используя промежуточный вектор газодинамических величин q (qz,, q#). Опуская выкладки, которые могут быть найдены, например, в работе [5] выпишем компоненты q : где PL,R, UL,Ri hb,R значения плотности, скорости и энтальпии слева и справа от разрыва. После нахождения вектора q и матрицы .A(q/„ q#) потоки, входящие в Уравнение (1.6), согласно схеме Роу вычисляются следующим образом: где Хт - набор собственных значений, a rm и 1го - наборы левых и правых собственных векторов матрицы А, соответственно.
Обработка результатов наблюдений
Обработка результатов наблюдений проводилась в стандартном пакете ESO MIDAS long, который является частью программного комплекса MIDAS, и предназначен для обработки классических и длиннощелевых спектров. Процедура обработки результатов наблюдений в пакете ESO MIDAS long включала в себя следующие шаги: Подготовка калибровочных кадров - усреднение и нормировка кадров плоского поля, усреднение кадров BIAS. Фотометрическая редукция изображений спектра звезды, включающая коррекцию за сдвиг отсчетов в АЦП (BIAS), деление на нормированное плоское поле и удаление рассеянного света, Интегрирование редуцированных кадров, получение одномерных изображений, нормировка изображений на уровень континуума, привязка к длинам волн. Подготовка калибровочных кадров проводилась следующим образом. Сначала, путем медианного осреднения нескольких кадров BIAS, был получен рабочий кадр BIAS. Для усреднения использовалась встроенная MIDAS - процедура (далее просто процедура) COMBIN/LONG, предназначенная для усреднения нескольких FITS - файлов. В калибровочном кадре BIAS, полученном с нулевой экспозицией, учитывается стандартный шаг, добавляемый АЦП ПЗС-матрицы к отсчетам в изображении, чтобы избежать отрицательных значений. Затем рабочий кадр BIAS вычитался из каж дого кадра плоского поля. Полученные промежуточные кадры плоского поля усреднялись с помощью процедуры COMBIN/LONG. В результате получался средний кадр плоского поля (Рис. 2.2, верхняя диаграмма). Затем средний кадр плоского поля сглаживался медианным сглаживанием и формировался дополнительный кадр с "глобальной" формой поверхности изображения (Рис. 2.2, средняя диаграмма).
Средний кадр делился на сглаженный. В результате этого получалось нормированное изображение плоского поля (Рис. 2.2, нижняя диаграмма), учитывающее различную чувствительность отдельных пикселов ПЗС-матрицы. Первый этап фотометрической обработки изображений состоял в вычитании рабочего кадра BIAS из каждого индивидуального изображения спектра звезды, и последующего деления изображений на нормированный кадр плоского поля. Следующим этапом фотометрической обработки изображений является устранение влияния рассеянного спектра. В пакете ESO MIDAS long эта операция выполняется с использованием процедуры SKYFIT/LONG, состоящей в следующем. На каждом кадре пользователь задает области свободные от изображения спектра и расположенные по обе стороны от него. После этого в процедуре производится полиномиальная аппроксимация рассеянного света. Степень полинома выбирается пользователем. Аппроксимированная поверхность сохраняется в виде отдельного файла-изображения, который затем вычитается из изображения спектра звезды. На Рисунке 2.3, в качестве примера, показаны срезы поперек дисперсии изображения до устранения рассеянного света, поверхности, аппроксимирующей рассеянный свет, и изображения после устранения рассеянного све та. После выполнения фотометрической калибровки каждое изображение спектра звезды было проинтегрировано поперек дисперсии для получения одномерного изображения, то есть зависимости величины отсчетов от номера пиксела. Пример такого изображения показан на Рисунке 2.4. Затем каждое изображение было нормировано на уровень континуума. Кривые, описывающие континуум, были построены вручную путем расстановки реперов на изображении. После нормировки на уровень континуума была проведена привязка изображений к длинам волн. Процедура привязки состояла в следующем.
По одномерному спектру лампы сравнения, обработанному аналогично изображениям (кроме нормировки на континуум) были построены дисперсионные решения для каждой даты наблюдений. Процесс построения дисперсионного решения в пакете обработки ESO MIDAS long производится в несколько шагов: на одномерном изображении спектра калибровочной лампы (в данном случае FeAr) автоматически производится поиск ярких линий. среди найденных линий с помощью спектрального атласа вручную отождествляется некоторое количество. Количество отождествленных линий обычно зависит от степени полипома, которым затем будет аппроксимироваться дисперсионное решение, поэтому процедура построения решения иногда повторяется несколько раз для достижения наилучшего результата с использованием разных степеней полинома. с использованием выбранных реперных линий автоматически строит
Синтетическая доплеровская карта SS Cygni в спокойном состоянии
На Рис. 3.6 показана синтетическая доплеровская карта SS Cyg, построенная с учетом угла наклона системы к наблюдателю і = 40 [32]. На доплеровскую карту перенесены маркеры, соответствующие маркерам на Рис. 3.5. Следует отметить, что на Рис. 3.6 изображено мгновенное распределение интенсивности, полученное на определенный момент времени в поле скоростей, определенном тоже только для этого момента времени. Это приводит к тому, что на синтетической дошюровской карте будут видны и элементы, имеющие собственное движение во вращающейся системе координат, в то время как на наблюдаемой томограмме они отображаться ие будут. В частности, прсцессионая спиральная волна, отмеченная на синтетической доплеровской карте штриховой линией, не должна отображаться на наблюдаемых томограммах. Для удобства сравнения синтетических и наблюдаемых томограмм на Рис. 3.7, 3.8 снова изображены наблюдательные томограммы, но на них нанесены те же маркеры, что и на синтетической карте. По результатам сравнения можно заключить, что основной вклад в светимость на томограмме вносят приливная спиральная волна и области межкомпонентной оболочки, расположенные вблизи отошедшей ударной волны. По положению рукавов спиральной волны на томограммах легко отождествляются внешние части диска, что позволяет оценить его характерный радиус как 1/3 А. Размеры внутреннего радиуса диска могут быть оценены по полуширине линий на уровне континуума. Полуширина линии Н7 2080 ± 120 км/с, что соответствует 5.2 — 6.5 радиуса белого карлика. Маркеры, обозначающие дальний от донора рукав приливной волны, хорошо ложатся на яркую область в нижних квадрантах томограммы. Об ласть повышенной яркости, которая может быть отождествлена с ближним к донору рукавом спиральной волны, лежит на несколько меньших скоростях, нежели на синтетической карте. Объяснением этому могут быть либо физические причины (чуть больший размер наблюдаемого аккреционного диска по сравнению с полученным в численной модели), либо то обстоятельство, что наблюдаемая томограмма является суперпозицией вклада от этого рукава волны и вклада от области за отошедшей волной. Области оболочки вблизи отошедшей волны (зоны А, В, С) характеризуются низкими скоростями и значительной яркостью. Вследствие этого, из-за недостаточно хорошего разрешения имеющихся профилей линий, пик яркости на томограмме смещается в сторону низких скоростей.
Дополнительным аргументом в пользу последнего объяснения является и больший сдвиг яркости на томограмме, полученной в линии Н#, так как в этом случае вклад от оболочки становится более заметным. Вообще, аналогичные структуры на томограмме в линии Щ лежат на несколько меньших скоростях, чем в линии ЕЦ. Это может объясняться тем, что линия Нр формируется в более внешних, а, следовательно, менее плотных областях диска. В частности, и вклад оболочки в формирование этой линии может быть большим, поскольку плотность оболочки ниже, чем плотность диска. Недостаточно высокое разрешение исходных спектров мешает отождествлению малоконтрастных деталей, хорошо отслеживаемых на синтетической карте. Так, струя вещества из точки Li практически не видна на томограммах. Область "горячей линии" может быть идентифицирована на обеих наблюдательных томограммах, но не как конкретная деталь. Наличие поярчания в области расположения "горячей линии "(отчетливо замет ное на синтетической карте) приводит к изменению градиента яркости в этом месте наблюдаемой томограммы и позволяет говорить о присутствие "горячей линии" в картине течения. Одна из самых заметных деталей на наблюдаемых томограммах -это ярко выраженная асимметрия их внутренних частей. В обеих линиях видно увеличение яркости в правом нижнем квадранте, причем в линии Н область максимальной яркости доходит практически до центра области, занимаемой донором. При этом асимметрия томограмм, по всей видимости, не является особенностью исключительно SS Cygni. На томограммах для других систем тоже можно наблюдать подобное явление. Например, в работе [35] приведена томограмма в На для системы ЕМ Cygni, относящейся к подклассу звезд типа Z Cam. На этой томограмме наблюдается асимметричное поярчание в той же области, что у томограмм, представленных в диссертационной работе. При этом скорости (если они имеют кеплеровский характер), на которых наблюдается это поярчание, согласно авторам работы [35] соответствуют радиусу, превышающему размер полости Роша. Для объяснения подобного образования, движущегося со скоростями значительно ниже кеплеровских скоростей внешнего края диска, авторы работы [35] предполагают, что излучение в линии
На формируется веществом вне орбитальной плоскости. На синтетической карте аналогичная асимметрия образована излучением вещества межкомпонентной оболочки в области за отошедшей ударной волной (рис. 3.5, 3.6, зоны А). На наблюдаемых томограммах заметный вклад вносят также прилегающие к зоне А зоны В и С. На синтетической карте их вклад выражен не так ярко, но отличие реальной системы от расчетной может быть достаточно большим (например, положение отошедшей ударной волны меняется со временем даже в квазистационарном расчете [74]), чтобы объяснить имеющееся различие. Как отмечалось выше, больший сдвиг яркости на томограмме, полученной в линии Н , можно объяснить большим вкладом межкомпонентной оболочки в формирование этой линии. Это обстоятельство, в свою очередь, служит косвенным доказательством справедливости предположения о том, что асимметрия томограмм обусловлена вкладом именно вещества оболочки, расположенного вблизи отошедшей ударной волны. По результатам третьей главы на защиту выносятся следующие положения: По результатам сравнения синтетической и наблюдаемых допле-ровских томограмм показано, что в спокойном состоянии в системе SS Cygni существуют следующие газодинамические детали: струя вещества из внутренней точки Лаграноюа L\; аккреционный диск; рукава приливной спиральной волны; ударная волна, вызванная взаимодействием газа околодискового гало со струей вещества из точки L\ ("горячая линия"); а также отошедшая ударная волна, возникающая вследствие движения звезды-аккретора и диска в газе межкомпонентной оболочки.
Изменение профилей линий в зависимости от уровня активности системы
На Рис. 4.4 показано изменение профиля линии Щ в процессе развития вспышки. Интенсивности указаны в долях континуума. К сожалению, в процессе наблюдений не производились съемки звезды сравнения, так что определить абсолютные величины интенсивностей можно лишь приближенно, используя информацию о звездной величине SS Cyg по данным AAVSO. Также показан профиль этой линии, наблюдающейся в спокойном состоянии. Прежде всего, стоит обратить внимание на возникновение абсорбционного компонента во время вспышки. Абсорбция наблюдается уже 8 декабря, когда звезда находится в максимуме блеска. По мере выхода звезды из вспышки, глубина абсорбционного компонента уменьшается (см. Табл. 2.2), в спокойном состоянии абсорбционный компонент исчезает совсем. Кроме того, по мере развития вспышки ширина линии растет. Эмиссионный компонент линии Н1 изменяется по более сложному закону (см. Табл. 4.1). В момент максимума вспышки (8 декабря) его интегральная светимость примерно на порядок ниже, чем в спокойном состоянии. Потом светимость начинает возрастать и через 2 дня (10 декабря) увеличивается в три раза. Еще через 3 дня (13 декабря) светимость в эмиссии снова падает пррімерно до уровня, наблюдавшегося в максимуме вспышки 8 декабря. При этом наблюдается монотонное увеличение ширины эмиссионного компонента. Доплеровскис томограммы, построенные по результатам наблюдений SS Cyg во время вспышки показаны на Рис.2.11 - 2.13 На томограмме в линии На (Рис. 2.13) визуально, можно выделить два основных элемента: большое яркое пятно в окрестности точки L\ и размытую область с радиусом в скоростных координатах 350 км/сек.
Очевидно, что данные области соответствуют пьедесталу и пику, выделяемым в профиле линии. На томограмме хорошо видна асимметрия, аналогичная той, что наблюдалась в томограммах линий Нр, Н в спокойном СОСТОЯНИРІ. Увеличение потока излучения во время вспышки происходит не только в видимой части спектра, но и в ультрафиолетовой и рентгеновской областях [59, 31]. Аккреционный диск имеет малую оптическую толщину в этих длинах волн, что позволяет излучению свободно достигать поверхности звезды-донора, прогревая ее и приводя к росту эмиссии. Естественно, что наибольшему прогреву подвержена часть звезды, близкая к внутренней точке Лагранжа. Поэтому очевидно, что яркое пятно на томограмме в линии На обусловлено прогревом звезды-донора. Обращает на себя внимание существенно меньшее число деталей томограммы в На по сравнению с томограммами, полученными для спокойного состояния. Фактически, из томограммы нельзя оценить внешний размер аккреционного диска, так как отсутствует внутренняя граница соответствующего ему «кольца». Объяснений этому можно предложить несколько. Прежде всего анализ линий показывает появление абсорбционного компонента, что может свидетельствовать о перераспределении вещества и об разовании плотной компактной оболочки непосредственно вокруг аккрето-ра, аккумулирующей большую часть вещества и остаточного диска низкой плотности. В таком случае светимость остаточного диска мала. Внутренняя область «кольца» на томограмме может быть заполнена, так как присутствует излучение вещества имеющего низкие скорости, принадлежащего не диску, а межкомпонентной оболочке. На томограмме хорошо видна асимметрия, аналогичная той, что наблюдалась в спокойном состоянии. В работе [74] было показано, что взаимодействие аккреционного диска и отошедшей волны может приводить к квазипериодическим истечениям на определенных фазах, которым предшествует накопление вещества в области за отошедшей ударной волной. Косвенным подтверждением существования подобных потоков могут служить наблюдаемые аномалии на кривых лучевых скоростей, приходящиеся на фазы 0.25 и 0.75.
И, хотя объяснение асимметрии томограмм в работе [66] было дано на основании результатов численного моделирования системы в спокойном состоянии, во время вспышки, когда отвод углового момента более эффективен, поток выбрасываемого системой вещества, уносящего момент, должен быть выше, чем в спокойном состоянии. Таким образом, наблюдаемая асимметрия томограммы может быть косвенным свидетельством наличия большого количества разогретого вещества в области отошедшей ударной волны (см. работу [66]). На Рис. 4.5, 4.6 показаны томограммы в линиях Нр и /77, полученные в активном состоянии, с нанесенными на них элементам течения, выявленными по результатам численного моделирования для спокойного состояния (см. Главу 3). Рис. 4.5.
Томограмма в линии Нр, полученная в активном состоянии с нанесенными на нее элементами течения, выявленными по результатам численного моделирования для спокойного состояния. Черной штриховой линией показаны контуры полостей Роша компонент двойной звезды. Положение звезды аккретора отмечено звездочкой. Линиями с маркерами в виде треугольников, вершины которых направлены вверх и вниз показано положение приливных волн в аккреционном диске. Линией с кружками показана траектория струи из точки Li. Линией с ромбиками показано положение «горячей линии». В случае Нр наблюдается достаточно хорошее соответствие наблюдений с численной моделью для спокойного состояния. Отличия проявляются в размытие и смещение к центру области «горячей линии», что может
