CC BY
34
Том 153, кн. 2
УЧЕНЫЕ ЗАПИСКИ КАЗАНСКОГО УНИВЕРСИТЕТА
Физико-математические пауки
2011
УДК 524.38
ИССЛЕДОВАНИЕ НОВОЙ КАТАКЛИЗМИЧЕСКОЙ ПЕРЕМЕННОЙ 1RXS J180834.7+101041
Д. Г. Якип, В.Ф. Сулеймапов, Н.В. Борисов, PI. Ф. Бикмаев
Аннотация
В статье кратко представлены результаты фотометрических и спектроскопических исследований повой затмешгой катаклизмической переменной звезды 1RXS J180834.7—101041 В спектре системы обнаружены двухпиковые эмиссионные лилии водорода и гелия. Доплеровские карты, построенные по водородным лилиям, показывают неоднородное распределение эмиссионного излучения в диске, близкое к наблюдаемому в IP Peg. Это позволяет предположить, что объект может быть катаклизмической переменной с приливными волнами плотности в диске. Массы компонент (Mwd = 0.8 ± 0.22 Mq и Mrd = 0.14 ± 0.02 Mq) и наклон системы (г = 78° ± 1.5°) определены па основе известных соотношений параметров для катаклизмических переменных звезд.
Ключевые слова: катаклизмические переменные, затмеппые звезды. 1RXS J180834.7—101041.
Введение
Объект тхЭ Л80834.7+101041 = ШШ-В1 1001-0317189 («2000 = 18ь08т358.8, $2000 = +10°10'30''.2), сокращенно ШХБ Л1808, впервые обнаружен орбитальной обсерваторией ТЮБАТ как рентгеновский источник и затем идентифицирован как затменная тесная двойная система с аккрецирующим белым карликом (катаклиз-мическая переменная) с яркостью 16^ — 17т [1]. Денисенко и др. [1] определили период обращения двойной (0.а070037(1)) и обнаружили переменность излучения с амплитудой ~ 1т па временах нескольких недель, что дало основания классифицировать систему как поляр. Но в спектре системы (см. [2]) была обнаружена двухпиковая структура эмиссионных линий водорода и гелия, что говорит о наличии аккреционного диска вокруг белого карлика и противоречит природе поляров.
В настоящей работе на основе анализа новых спектрометрических и фотометрических наблюдений определены параметры системы, а также уточнена ее классификация и исследовано распределение яркости по аккреционному диску в ряде эмиссионных линий.
1. Наблюдения
Фотометрические наблюдения Ш.ХБ Л808 выполнялись в ночи с 1 на 2 и 12 на 13 августа 2008 г. на 1.5-м российско-турецком телескопе (КТТ-150) в Национальной обсерватории Т11В1ТАК (Турция). Была использована термоэлектрически охлажденная ССБ-камера ANDOR (модель Б\¥436, 2048 х 2048 пикселей и размером пикселя 13.5 х 13.5 мкм) при температуре -60 °С, расположенная в кассегре-новском фокусе телескопа. Наблюдения проводилось в г'- и У-полосах с временем единичной экспозиции 25 с и 20 с соответственно. Полное время наблюдений составило около 6 ч. Фотометрическая калибровка проводилась по звездам-стандартам Ландольта.
л
я и о
М
S 3 aj ф в aj
H Hd . H I I H
S g b
0.154 0.096
0.981
4000
4500 5000
Длина волны (А)
5500
Рис. 1. Нормированные спектры 111X8 Л808, соответствующие различным орбитальным фазам (числа у кривых)
Спектроскопические наблюдения 1RXS J1808 выполнялись на 6-м телескопе БТА Специальной астрофизической обсерватории РАН с применением редуктора светосилы первичного фокуса SCORPIO [3] в режиме спектроскопии с длинной щелью и приемника EEV CCD 42-40 (2068 х 2048 пикселя размером 13.5 х 13.5 мкм), установленных в первичном фокусе. Для получения спектров применялась призма VPHG1200g (1200 штрихов/мм), обеспечивающая спектральное разрешение ДА = = 5.0 А в рабочем интервале длин волн ДА 3950-5700 А. Наблюдения проводились в ночь с 9 на 10 августа 2008 г. в отличных климатических условиях. Всего получено 16 спектрограмм с одинаковой продолжительностью экспозиции 300 с. Среднее отношение сигнал/шум составило S/N = 55-65. Для проведения калибровки длин волн одновременно получены спектры Ar No Не-лампы. Обработка спектрограмм была выполнена по стандартной схеме средствами обработки астрономических данных Scorpio2K в среде IDL. Примеры спектров приведены на рис. 1. Линии водорода и нейтрального гелия имеют двухпиковую структуру, и относительная яркость пиков изменяется в ходе затмения.
7
6
5
4
3
2. Доплеровская томография
Доплеровское картирование системы была выполнено с использованием компьютерной программы (1оршар. созданной X. Шпруитом [4]. Были построены карты распределения яркости в пространстве скоростей системы в линиях Ид, Н7, Ц, Не1 А 4471, Не11 А 4686, НеI А 5015. Полученные карты представлены на рис. 2. Распределение яркости во всех трех линиях водорода имеет схожую структуру с двумя яркими пятнами разной интенсивности. Более яркое пятно с Ух « -600 км/с и Уу « 400 км/с находится вблизи места встречи струи аккрецируемого вещества и аккреционного диска. Второе пятно более протяженное и находится в противоположной стороне диска относительно белого карлика. В картах по линиям нейтрального гелия яркие пятна выражены намного слабее, а в карте соответствующей линии ионизованного гелия они вовсе отсутствуют. Это свидетельствует об относительно невысокой температуре (порядка 7000 9000 К) в области формирования
Рис. 2. Доплеровские карты ЩХв Л808. Слева направо: изменения профиля лилии в зависимости от фазы, изменения восстановленного с доплеровской карты профиля лилии, доилеровская карта. Сверху вниз по линиям: слева: Н^, Н7, И; справа: Не1 А 5015, Не1 А 4471, Не 11 А 4686
эмиссий. Получоииыо доплеровские карты очень похожи на карты распределения яркости 1Р Pcg в спокойном состоянии [5], где два ярких пятна интерпретируются как 2-рукавные спиральные волны плотности.
Трехмерное гидродинамическое моделирование аккреционных дисков, выполненное Бисикало и др. [6], предсказывает существование возмущения плотности в диске, вращающегося вокруг белого карлика с периодом « 0.1 — 0.2Рогь и способного вызывать колебания яркости системы с тем же периодом. Второе пятно, видимое па доплеровских картах системы, можно связать с этим возмущением плотности.
3. Анализ кривых лучевых скоростей
Значения лучевых скоростей для ряда линий были получены методом Шаф-тера [7]. Полученные кривые лучевых скоростей для водородных линий Ид, И7, Ид приведены на рис. 3. Нулевая фаза соответствует затмению. Основные параметры кривых лучевых скоростей по линиям Ид, И7 и Ид получены путем аппроксимации их синусоидами. Амплитуды равны соответственно: К1 = 71 ± 14, 69 ± 38 и 100 ± 25 км/с. Скорости центра масс 7 = —97, —122 и —48 км/с соответственно с такими же ошибками, как и для амплитуд. Точки вблизи затмения при аппроксимации синусоидой не учитывались.
Во всех случаях на нулевую фазу приходится максимальная скорость, а не скорость центра масс, как это должно быть для орбитального движения. Поэтому мы считаем, что кривая лучевых скоростей не описывает орбитальное движение белого карлика, а скорее, отражает лучевую скорость ярких пятен в диске, где эти
Рис. 3. Кривые лучевых скоростей 1RXS J1808, полученные по линиям H^, H7, H¿
линии и образуются. Значения лучевых скоростей определенные по линиям гелия носят случайный характер и не пригодны для анализа периодичности.
4. Определение параметров системы
Для катаклизмических переменных с малым орбитальным периодом (Рогъ < < 2h) существует достаточно точная полуэмпирическая зависимость между массой вторичного компонента и периодом системы. Для 1RXS J1808 зависимости масса период дают MRD ~ 0.12 MQ (см. [8]) и MRD ~ 0.16 MQ (см. [9]). Поэтому можно принять значение массы как Mrd = 0.14 ± 0.02 Mq .
Продолжительность затмения связана с углом наклона i системы и отношением масс q = MRD/Mwd (см. [10]). Для нашего объекта наблюдаемая продолжительность затмения примерно составляет = 0.03, что позволяет получить связь iq
iq
основанная на предположении, что расстояние между пиками двугорбых эмиссионных линий ДА соответствует удвоенной проекции кеплеровской скорости па внешнем крае диска на луч зрения
.ДА /gMrd . . п.
Vout sin« = —- с = W—- Sin». (1)
2А у qñout
Внешний радиус диска ограничен приливным взаимодействием вторичной звезды [11], и он примерно равен 0.8 эффективного радиуса полости Роша ñL,WD [12]). Использовалось расстояние между пиками линии Нд в фазе ^ ~ 0.5, что соответствует скорости па краю диска V0ut sin i = 700 ± 50 км/с. Используя соот-
iq
(рис. 4, о) По пей были определены параметры i и q. В итоге получаем: MWD = = 0.8 ± 0.22 MQ, i = 78° ± 1.5° для MRD = 0.14 ± 0.02 MQ , V0ut sin i = 700 ± 50 км/с и ñ0ut = 0.80±0.05ñL,WD- Интересно, что для данных параметров системы рассчитанное значение орбитальной скорости белого карлика составляет Ki « 70 км/с, что очень хорошо соответствует величине Ki, полученной из кривой лучевых скоростей (см. рис. 3).
5. Моделирование кривых блеска
Кривая блеска исследуемой системы в R полосе (рис. 5, а) показывает квазипериодические колебания яркости с периодом « 0.d01331 (« 0.19 Porb), что подтверждается анализом спектра мощности, рассчитанного с помощью программы EFFECT (В. Горанский, ГАИШ, Москва). В кривой блеска в V-полосо (рис. 5, б) соответствующие колебания яркости не наблюдаются, скорее всего, из-за худшего качества наблюдательных данных, но найдено значительное изменение глубин соседних затмений.
0.25 0.30
м / м
КР WD
Х-коорданата (в
большой полуоси)
б)
Рис. 4. о) Соотношения между отношением масс д и углом наклона системы г для времени затмения Д р = 0.03 при разных скоростях внешнего края диска, при массе вторичного компонента Мяв = 0.14 М©. б) Модель аккреционного диска с двумя пятнами. Красный карлик слева (X < 0.4). Яркость областей диска соответствует температуре. Пятно от струи вторичного компонента изображено схематично (в модели оно занимает боковую часть диска) с искусственно завышенной яркостью для наглядности. Второе пятно вращается вокруг центра диска и, следовательно, может занимать разное угловое положение
Нами было произведено моделирование данных кривых блеска в И- и У-полосах с помощью модифицированной программы \Iagnitudo, описанной в [13]. Модель включала в себя вторичный компонент аккреционный диск с ярким внешним пятном от струи вторичного компонента, и пятном, обращающимся вокруг белого карлика с периодом « 0.154Рогь и соответствующем волне плотности (см. разд. 2). Суть моделирования заключается в разбиении поверхности объектов на элементарные площадки н в расчете для каждой площадки интенсивности излучения в приближении черного тела, условия видимости и возможности затмения. Для вычисления полного потока системы суммируется излучение всех видимых в данную фазу площадок. В модели использовались найденные выше параметры системы. Наилучшая аппроксимация достигается при темпе аккреции М = 6.3 • 1015 г/с, яркостпой температуре пятен Т1 = 5200 К и Т = 13000 К и их положении, показанном на рис. 4, а.
Результаты моделирования представлены на рис. 5. Предложенная модель способна объяснить разную глубину соседних затмений в У-полосе и описать часть квазипориодичоских колебаний в И-полосо. Видимо, в реальности диск имеет более сложную и меняющуюся со временем структуру. Например, по наблюдениям в У-полосе горячее пятно в разные моменты времени имеет явно разную интенсивность, а в наблюдениях в И-полосе после фазы 1.3 квазипериодические колебания блеска (а значит, и волна плотности) вообще исчезают. Необходимы дальнейшие высокоточные фотометрические и спектральные наблюдения для уточнения модели данной системы.
6. Выводы
В настоящей работе показано, что ШХБ Л808 это катаклизмичоская переменная с неоднородным распределением яркости в диске, массой компонент Мдао = = 0.8 ± 0.22 М0, Мко = 0.14 ± 0.02 М0 и углом наклона системы I = 78° ± 1.5°. До-плеровское картографирование и моделирование кривых блеска показало наличие
в аккреционном диске как минимум двух пятен: пятно в месте удара струи о диск и пятно, соответствующее волне плотности и вращающееся вокруг белого карлика с периодом « 0.154Porb.
Вероятнее всего, данная система звезда типа SU UMa в спокойном состоянии, и требуются дальнейшие фотометрические и спектроскопические наблюдения для подтверждения этого вывода.
Авторы искренне благодарны Комитету по тематике больших телескопов CAO РАН за многолетнюю поддержку наших программ изучения спектров ТДС, а также выражают признательность ТЮБИТАК, ИКИ и КФУ за поддержку в использовании RTT150 (российско-турецкий 1.5-м телескоп в Анталии).
Работа выполнена при финансовой поддержке Российского фонда фундаментальных исследований (проект Х- 09-02-97013_р-Поволжьо-а).
Summary
D.G. Yakin, V.F. Suleimanov, N.V. Borisov, I.F. Bikmaev. Research of the New Cataclysmic Variable 1RXS .11808:51.7 1010-11.
Results of photometric and spectroscopic investigations of the recently discovered cataclysmic variable star 1RXS J180834.7^101041 are presented. Emission spectra of the system show broad double peaked hydrogen and helium emission lines. Doppler maps for the hydrogen lines demonstrate strongly non-uniform emissivit.y distribution in the disc, similar to that found in IP Peg. It means that the system is a new cataclysmic variable with a spiral density wave in the disc. Masses of the components (Mwd = 0.8 ± 0.22 M0 and Mrd = 0.14 ± 0.02 M0), and the orbit inclination (i = 78° ±1.5° ) were estimated using the various well-known relations for the cataclysmic variables.
Key words: cataclysmic variables, eclipsing stars, 1RXS J180834.7^101041.
Литература
1. Denisenko D.V. Kryachko T.V., Satuvskiy B.L. New cataclysmic variable 1RXS .11808.51.7 1010-11 // The Astronomer's Telegram. 2008. No 1640. URL: http://www.astronomerst.elegram.org/?read=1640; свободный.
2. Bikmaev I.F., Sakhibullin N.A. RTT150 classification of the new cataclysmic variable 1RXS .11808.51.7 1010-11 // The Astronomer's Telegram. 2008. No 1648. URL: http://www.astronomerst.elegram.org/?read=1648; свободный.
3. Afanasiev V.L., Moiseev A.V. The SCORPIO Universal Focal Reducer of the 6-m Telescope // Ast.ron. Lett. 2005. V. 31, No 3. P. 194 204.
4. Spruit H.G. Fast maximum entropy Doppler mapping // Astrophysics (ast.ro-pli): arXiv:ast.ro-ph/9806141vl. 1998. URL: http://ir.arxiv.org/abs/astro-ph/9806141.
5. Neustroev V.V., Borisov N.V., Barwig H., Bobinger A., Mantel K.H., Simic D., Wolf S. IP Pegasi: Investigation of the accretion disk structure. Searching evidences for spiral shocks in the quiescent accretion disk // Ast.ron. Astrophys. 2002. V. 393, No 1. P. 239 250.
6. Bisikalo D.V., Boyarchuk A.A., Kilpio A.A., Kuznetsov O.A. A possible manifestation of spiral shock waves in the accretion disks of cataclysmic variables // Ast.ron. Rep. 2001. V. 45, No 9. P. 676 685.
7. Shafter AAV. Radial velocity studies of cataclysmic binaries. I KR Aurigae // Astrophys. J. 1983. V. 267. P. 222 231.
8. Knigge C. The donor stars of cataclysmic variables // Мои. Not. R. Ast.ron. Soc. 2006. V. 373. P. 484 502.
9. Howell S.B., Nelson L.A., Rappaport S. An Exploration of the Paradigm for the 2 3 Hour Period Gap 111 Celt EC lysmic Variables // Astrophys. J. 2001. V. 550, No 2. P. 897 918.
10. Home K. Images of accretion discs. I The eclipse mapping method // Мои. Not. R. Astron. Soc. 1985. V. 213. P. 129 141.
11. Paezynski B. A model of accretion disks in close binaries // Astrophys. J. 1977. V. 216, No 1. P. 822 826.
12. Eggleton P.P. Approximations to the radii of Roche lobes // Astrophys. J. 1983. V. 268, No 1. P. 368 369.
13. Шиматкий В.В., Борисов Н.В., Сахибуллии Н.А., Ступалов М.С., Сулейма-иоо В.Ф. Эволюционный статус UX CVn // Астроп. жури. 2002. Т. 79. С. 726 737.
Поступила в редакцию 27.12.10
Якин Дмитрий Гавриилович младший научный сотрудник кафедры астрономии и космической геодезии Казанского (Приволжского) федерального университета.
Е-шаП: егер1ау втаИ. ги
Сулейманов Валерий Фиалович доктор физико-математических паук, ведущий научный сотрудник кафедры астрономии и космической геодезии Казанского (Приволжского) федерального университета, научный сотрудник Института астрономии и астрофизики Университета г. Тюбингена, Германия.
Е-шаП: suleimanoveastro.um-tuebingen.de
Борисов Николай Владимирович кандидат физико-математических паук, научный сотрудник Специальной астрофизической обсерватории РАН.
Е-шаП: Ьопя оь в я ао. ги
Викмаев Ильфан Фяритович доктор физико-математических паук, профессор кафедры астрономии и космической геодезии Казанского (Приволжского) федерального университета.
Е-шаП: ibikmaeveyandex.ru
