Анализ катаклизмической переменной Am Her-ТИПА vv Pup по рентгеновским данным Rosat Текст научной статьи по специальности «Физика»

АСТРОФИЗИЧЕСКИЙ БЮЛЛЕТЕНЬ, 2015, том 70, № 3, с. 352-360

УДК 524.338-735

АНАЛИЗ КАТАКЛИЗМИЧЕСКОЙ ПЕРЕМЕННОЙ AM Her-ТИПА VVPup ПО РЕНТГЕНОВСКИМ ДАННЫМ ROSAT

©2015 Э. Эльхоли1, М. И. Нух2*

1Университет северной границы, Аръар, 1,321 Саудовская Аравия 2Национальный исследовательский институт астрономии и геофизики, Каир, 11421 Египет Поступила в редакцию 31 марта 2015 года; принята в печать 04 июня 2015 года

VV Pup является типичной системой звезд типа AM Her, где основной вращающийся аккрецирующий полюс попеременно попадает и выпадает из поля зрения в течение орбитального цикла. Представлен анализ данных спутника ROSAT для магнитной катаклизмической переменной VV Pup, получены рентгеновские кривые блеска системы в состоянии высокой светимости. Рассчитан наилучшим образом аппроксимирующийся средний PSPC-спектр, охватывающий все фазовые интервалы. Форма кривой блеска хорошо согласуется как с оптической кривой, так и с кривой в диапазоне экстремального ультрафиолета. Также исследованы спектральные параметры, показатели жесткости, скорость счета и полный интегральный чернотельный поток. Результаты показывают, что поток обычно бывает мягче, когда источник пребывает в яркой фазе, и становится жестче, когда он близок к горизонту белого карлика. Найдена сильная корреляция между чернотельной температурой и плотностью водородного столба на разных уровнях значимости.

Ключевые слова: новые, катаклизмические переменные — рентгеновское излучение: двойные — звёзды: индивидуальные: VVPup

1. ВВЕДЕНИЕ

Катаклизмические переменные — это двойные системы, где присутствует обмен масс, состоящие из обычной звезды (вторичный компонент) и белого карлика (главный компонент), с орбитальным периодом в диапазоне 1 — 10 часов. Белый карлик аккрецирует вещество со звезды позднего типа, находящейся на главной последовательности, при переполнении полости Роша. Катаклизмические переменные с сильными магнитными полями могут быть как синхронными, так и асинхронными ротаторами.

Звезды типа AM Геркулеса (поляры) являются классом синхронизованных магнитных катаклиз-мических переменных. Сильное магнитное поле белого карлика полностью контролирует аккрецию, препятствуя формированию аккреционного диска и направляя аккрецируемое вещество вдоль силовых линий. Аккрецируемое вещество достигает сверхзвуковых скоростей и сталкивается с ударными волнами вблизи поверхности белого карлика. Ударные волны повышают температуру падающего вещества до высоких значений. После ударной волны горячая плазма остывает по мере падения на

E-mail: abdo_nouh@hotmail.com

белый карлик, излучая жесткие рентгеновские волны посредством механизма теплового тормозного излучения [1].

VV Pup определяют как третий пример системы типа AM Her [2] с орбитальным периодом 100.4 минут [3] и двумя магнитными полюсами 31.5 MG и 54.6 MG [4]. Рэмзи и др. [5] нашли существенную спектральную переменность в мягкой рентгеновской компоненте (чернотельная модель).

В настоящей работе проведен анализ кривой блеска и спектра VV Pup. Получены скорости счета для разных фаз. Мы аппроксимировали спектры различными моделями с целью изучения спектральной переменности системы. Работа структурирована следующим образом: раздел 2 посвящен наблюдениям и анализу данных. В разделе 3 обсуждаются рентгеновские кривые блеска. В разделе 4 мы проводим спектральный анализ объекта. Наконец, в разделе 5 приведены полученные выводы.

2. НАБЛЮДЕНИЯ И АНАЛИЗ ДАННЫХ

VVPup наблюдалась 17 октября 1991 г. рентгеновским спутником ROSAT с помощью позиционно-чувствительных пропорциональных счетчиков (Position-Sensitive Proportional Counter,

V. •'•".': • ''М''' ■ ■ •'::'. ' i ■ - . : 1 • ' I

■ Г ■■ : т

i Ж

\ ~ /

Рис. 1. PSPC-изображения состояния высокой светимости VVPup с вычтенными фоновыми источниками, полученные в октябре 1991 г.

Таблица 1. Наблюдения VV Pup спутником ROSAT

Дата наблюдений, UT Название прибора Средняя скорость счета для всех энергий, отсч. с-1 Экспозиция, с Идентификатор наблюдений R A/Dec (2000)

17 октября 1991 г., 07:57:29 PSPC В 10.33 17 038.29 WG300140p 8h15m06?8s 19°03'18'/0

PSPC), работающих в спектральном диапазоне 0.1— 2.4 keV с полным временем экспозиции 17 037 с. Средняя скорость счета для всех каналов (энергий) составляет 10.33 отсч.с-1. PSPC-спектр анализировался с помощью матрицы отклика детектора DRMPSPC_B01C [6]. Данные о наблюдениях VVPup спутником ROSAT приведены в таблице 1.

На рис. 1 показаны PSPC-изображения VV Pup в состоянии высокой светимости, полученные в октябре 1991 г. Размер изображений составляет 42' х 42', размер пикселя — 5''; фоновые источники удалены; внутреннее кольцо для источника rs = 4 FWHM = 4', фон — между вторым кольцом (внутренние радиусы ri = 5FWHM = 5') и внешним кольцом (ro = 12 FWHM = 12'). На рис. 1a показано изображение для всех каналов между 0.05 и 2.4 keV. На рис. 1b показано изображение с преобладающим мягким рентгеном с энергией фотонов между 0.05 и 0.12 keV от каналов с 5 по 12. Рисунок 1c показывает изображение для энергий рентгеновских фотонов в диапазоне 0.20—0.50 keV от каналов с 20 по 50. На рис. 1d представлен жесткий рентген от каналов с 50 по 200 с энергиями фотонов в диапазоне 0.5—2.0 keV. На изображении с жестким рентгеном, ниже центра можно заметить светлое пятно, похожее на другой источник; однако, после тщательного отбора энергий фотонов, оно исчезло.

Рентгеновская кривая блеска VV Pup в состоянии высокой светимости показана на рис. 2, где приводятся скорости счета PSPC в каналах 10—200 (0.10—2.0 keV) в зависимости от времени с разбиением на 10-секундные интервалы. Она представляет собой данные PSPC от 17 октября 1991 г., с полным временем экспозиции (17 037 с) разбитым на 16 наблюдательных периодов (далее НП). Средняя скорость счета составляет 10.33 отсч.с-1. НП 4, 7, 15 и частично НП 8 охватывают самозатмение, когда точка аккреции исчезает за краем диска белого карлика. Рисунок 2 также показывает наличие существенных вариаций между отдельными НП во время наблюдений в состоянии высокой светимости.

Скорость счета для НП 4, 7 и 15 с временами экспозиций 1291, 1089 и 814 с очень мала и близка к уровню фона; для НП 8, 10, 11 и 12 с экспозициями 1564, 1643 и 636 с она сравнительно мала (около 12 отсч.с-1). Скорость счета велика для НП 2, 3 и 1, она достигает 100 отсч.с-1 на 10-секундный интервал.

3. РЕНТГЕНОВСКИЕ КРИВЫЕ БЛЕСКА

Орбитальная рентгеновская кривая блеска VV Pup в состоянии высокой светимости, полученная из октябрьских наблюдений 1991 г.,

1000 и 800

\ 600 и

й 400 200 0

1000 и 800

\ 600 и

о 400 200 0

-1-1-1-1-1-1-1-1-1-1-1-1-р

г 3 4

_|_I_

5000

10000

15000

г 5,6 7 1 1 1 6 1 1 1 1 9 1 1 1 | -10 11,12-

Ё- У А(|1

20000

25000

35000

40000

45000

5000

10000

15000

и 4 о

\ 3

ю

Й 2

20000

25000

30000

-1-1-1-1-1-1-1-1-1-1-1-1-1-[13,14 15 16

_i_L

35000

40000

Time, s

45000

Рис. 2. Рентгеновская кривая блеска VVPup в состоянии высокой светимости по данным PSPC от 17 октября 1991 г., в 10-секундных интервалах, с полным временем экспозиции 17 037 с. Три верхних панели — скорость счета для источника в зависимости от времени наблюдения, разбитого на 16 наблюдательных периодов (НП). На трех нижних панелях представлен соответствующий фон.

4000

3000

^ 2000

о

1000

о

1 1 1 1 1 1 1 1 1

- < Br1 > < Br2 > < Br3 > -

- *k - л . .ш X X "

Ж л . Ц, Ь Ж „.ж д . . / * *** " X *x I

. Ж X

- ¡& X ош X _ *

— Br4—> ЬаЕ^-' <---Br0 Е 111111111++1* * "......... £ -— > <--------Br4--------- - д

0.6 0.8 1 1.2 1.4 1.6

Orbital phase

Рис. 3. Скорости счета PSPC в каналах 1—240 (0.01—2.4 keV), построенные с орбитальным периодом 100.4 мин; размер интервала составляет 10 с.

Таблица 2. Результаты для различных фазовых интервалов (ф = 0.0—1.0 для полного интервала ТО)

Фазовый интервал ФогЬ НП Число фотонов Полное время, с Скорость счета

TO 0.0-1.0 1-16 176083 17 038.29 10.33

BrO 0.9-1.1 1,2,4,7, 16 81424 1911.7 92.59

Brl 0.7-0.8 2,4,7,9, 11, 12, 15 16426 2297.83 7.15

Br2 0.8-0.9 1,2,4,7,9, 12 56017 2659.24 21.07

Br3 0.1-0.18 13, 16 11858 857.08 13.84

Br4 0.18-0.7 3,5, 6, 8, 10-16 10358 9312.43 11

показана на рис. 3. Полное время экспозиции — 17 037 с, величины скорости счета построены с орбитальным периодом 100.4 мин в 10-секундных интервалах; использовалась эфемерида [7]:

И^ = 2427889.6474 + 0.0697468256 Е ,

где начальная фаза соответствует максимуму блеска.

На рис. 3 яркая фаза (Вг0) охватывает фазовый интервал фогЬ — 0.9—1.1 и включает НП 1, 2, 4, 7 и 16. Средняя скорость счета в яркой фазе (Вг0) составляет 92.59 отсч. с-1 с полным временем экспозиции 1911.7 с. Провал (Вг4) лежит в фазовом интервале фогь = 0.18—0.70 и имеет очень низкую скорость счета (1.112 отсч. с-1). Фазовый интервал провала включает НП 3, 5, 6, 8 и 10—16 с полным

временем экспозиции 9312.43 с. Пятно аккреции лучше всего наблюдается в интервале ярких фаз Br0 (0orb = 0.9-1.1). НП 2, 4, 7, 9, 11, 12 и 15 покрывают интервал фаз фогЬ = 0.7-0.8 и представляют собой выход из провала (Br1) с промежуточной скоростью счета 7.148 отсч. с-1 и полным временем экспозиции 2297 с. НП 1 и 2 содержат большую вспышку (аккреционное событие) и достигают пиковой скорости счета, примерно 100 отсч. с-1 при разрешении в 10 с. Фазовые интервалы Br2 (фогЬ = 0.8-0.9) и Br3 (фогЬ = 0.1-0.18), где отсчеты составляют 21.07 отсч. с-1 and 13.84 отсч. с-1 соответственно, находятся перед яркой фазой и после нее. Результаты для фазовых интервалов представлены в таблице 2.

0.4

0

Е -Q4

_L

-Q8

-1.2

0.8

0.4

СМ 0

OL

X -04

-08

-1.2

30.0

CM 20.0

00

со 10.0

0.0

6000

(Я о 4000

о

т—

■—

2000

и

0

I --- 1 1 1 1 1 ,..-, - ..... ....... 1

1 1 1 'I 1 1 -

1 1 . .. 1 1 ,

* » ■ »

* *

Ч-- V'

- н\ —

J-- ш * ш

— » • . л*""

-1 1—Г- ...... 1 1 г— —~1..... 1 1 —

0.5

1 .5

Phase

Рис. 4. Орбитальная кривая блеска VVPup в состоянии высокой светимости по наблюдениям в октябре 1991 г. Отдельные панели показывают (сверху вниз): показатели жесткости ИШ и ИИ2, отношение скоростей счета Я1/Я2 и полную скорость счета, построенные с орбитальным периодом 100.4 мин в интервалах по 100 с.

Показатели жесткости HR1, HR2 и отношение скоростей счета S1/S2 двух энергетических интервалов в мягком диапазоне вычисляются согласно следующим уравнениям:

HR1 = (HARD-SOFT)/(HARD + SOFT),

HR2 = (SOFT2-SOFT1)/(SOFT2 + SOFT1),

S 1/S2 = SOFT1/SOFT2 ,

где SOFT и HARD — скорости счета в стандартных интервалах 0.11-0.41 keV и 0.52-2.01 keV соответственно. Значения SOFT1 и SOFT2 составляют 0.10-0.20 keV и 0.20-0.40 keV соответственно.

На рис. 4 показаны показатели жесткости HR1

и НИ.2 и отношение скоростей счета Б1/Б2 двух энергетических интервалов в мягком диапазоне.

Мы нашли несколько корреляций между этими показателями жесткости и скоростью счета. Среднее значение HR1 увеличивается в провале (интервал Bг4, фогЬ = 0.18—0.7), откуда следует, что источник становится жестче, когда он близок к горизонту белого карлика. Поток становится мягче в ярком фазовом интервале фогь = 0.9—1.1. Также, мы обнаружили, что источник становится жестче на ф = 0.7, затем становится мягче на ф = 0.75 при возрастающей скорости счета. После этого, источник снова становится жестче по мере того, как возрастает скорость счета.

0.10 1.00 Mn.Tjiy,

« 3 ■

з

о

■0

-3

1 ! 1 1 1 | lAI|tí™klliW :

■ I+t|f{ltT :

0.10 too

Energy. k'■ V

I I I I l¡ I-1-1 Г ! I П J-1-

(b)

0.10 loo

Mn.Tjiy,

I—Г ■' TT'l-1-1-1-1—Г T'TTl-t—

n a fl

1 o ■й V

a. -a

mi

é

_l_L-i. li--J-ui--L--1.. -.f-.L.I.-i—

0.10 t.oo

К:и;гу;у, л -:V

; áuiii А I I — í

: Тíf|l T|P u т ; ........ • -

0-10 1.00

Рис. 5. PSPC-спектры.

4. РЕНТГЕНОВСКИЕ СПЕКТРЫ

Чувствительность PSPC находится в интервале 0.1—2.4 keV [8]. Мы использовали программные пакеты MIDAS и EXSAS для подготовки спектра к временно)му и спектральному анализу и спектральному моделированию. Мы провели спектральный анализ для трех выбранных фазовых интервалов: фазовый интервал T0 (фт0 = 0.0—1.0), интервал ярких фаз Br0 (фвго = 0.9—1.1) и фазовый интервал Br2 (выход из провала фВг1 = 0.7—0.8). Мы ап-

проксимируем полный РБРС-спектр УУРир (ТО, фт0 = 0.0—1.0) моделью с тремя составляющими, а именно: мягкой рентгеновской чернотельной составляющей (ЬЬ), составляющей, обусловленной жестким рентгеновским тепловым тормозным излучением (Ш), а также промежуточной составляющей, которая представляет собой либо тепловую плазму Рэймонда—Смита (гб), либо простую функцию Гаусса (^). Для исследования зависимости спектральных параметров от орбитальной фазы,

0.10 1.00 ¡■.'¡¡'..■¡■¡¿у, !

0.10 1.00 ¡■.'¡¡'..■¡■¡¿у,

« г

л

й

О

1

-Я

> <и

■И

1.....1 И\\ 1 ■ -к, 1

: Л'ДО Т]«1 'Щ ;

Г'Г I' I I'I

101 =■

100 г

С

Я 10-'1

10-2 Г

^ I

0.10 1.00 Епегйу, к '■ V

Г—Т 'I' |"ГТТ|-Г"

(1)

""" 4 \ \

_' ИМ_1|_

0.10 1.00 К:к;П;у, л-.'*'

1111»! |Ш

0.10

> 41

е ю-5 г

Ю-г

1.00

(д):

0.10 1.00 К:к;П;у, л -.'V

1 I I ! I |-Т-Г-Г-1 1 I II |

Ч о

I

-Й

* I I II I-1-г-г-1 м I I |

•о о 1

##

ТГ

Епегйу, кеУ

Рис. 5. (Продолжение)

спектры накапливались во всем полном фазовом интервале T0 (ф = 0.0—1.0), в фазе выхода из провала Bг2 (ф = 0.7—0.8) и в яркой фазе Bг0 (ф = 0.9—1.1). В таблице 3 приведены параметры аппроксимации рентгеновского спектра.

Рисунок 5a показывает средний спектр для полного 17 038-секундного НП со средней скоростью счета 10.33 отсч.с-1; полный спектр хорошо аппроксимируется трехкомпонентной моделью bb + th + gf. Наиболее подходящие пара-

метры: фиксированная температура теплового тормозного излучения кТЪгет8 = 20 keV, плотность столба = 1.0 х 1018 см-2, чернотель-ная температура кТъъ = 32.2 eV и гауссиана с FWHM = 0.1 keV; %2 = 0.97. Интегральный чернотельный рентгеновский поток составляет ^ъъ = 5.44 х 10-11 эрг см-2 с-1.

Рисунок 5Ь показывает спектр для фазы выхода из провала Bг1 (ф = 0.7—0.8), частично включая НП 2, 4, 7, 9, 11, 12 и 15, со средней скоростью

Таблица 3. Параметры аппроксимации рентгеновского спектра VV Pup в состоянии высокой светимости (по октябрьским наблюдениям 1991 г.) интегральным спектром, построенным как сумма трех моделей: черное тело (свободная кТъъ), тепловое тормозное излучение (фиксированная kTbiems = 20 keV) и либо тепловая плазма Рэймонда-Смита, либо простая гауссиана

Фаза (</>огь) Аппр. Модель Nh, 1021 см-2 Norrribb кТъъ, eV kTm (фикс.), keV x2 Скорость счета

ТО (0.0-1.0) а bb + gf + tb 1.0 x 10~3 0.393 32 ±0.7 - 0.972 10.33

Brl (0.7-0.8) b bb + gf + tb 1.0 x 10~3 0.350 28.5 ±1.4 - 0.612 7.15

Brl (0.7-0.8) с bb + rs + tb 1.0 x 10~2 (фикс.) 0.483 27 ±0.9 0.7 ±0.05 0.628 7.15

ВгО (0.9-1.1) d bb + gf + tb 5.55 x 10~2 1.80 32.3 ±2 - 0.883 92.59

ВгО (0.9-1.1) е bb + rs + tb 6.37 x 10~2 8.35 25.6 ±0.5 0.3 ±0.04 1.190 92.59

ВгО (0.9-1.1) f bb + gf + tb 1.0 x 10~2 (фикс.) 2.09 31.3 ± 2 - 0.985 92.59

ВгО (0.9-1.1) g bb + rs + tb 1.0 x 10~2 (фикс.) 2.07 31.4 ± 2.5 0.8 ±0.06 0.870 92.59

счета 7.15 отсч.с-1. PSPC-спектр Bг1 аппроксимируется трехкомпонентной моделью ЬЬ + Ш + ^ с фиксированной кТъгет8 = 20 keV. Наилучшая аппроксимация дает кТъъ = 28.5 eV, плотность столба Ы = 1.0 х 1018 см-2, х2 = 0.61 и полный интегральный рентгеновский чернотельный поток £ьъ = 4.31 х 10-11 эрг см-2 с-1.

На рис. 5c представлен PSPC-спектр Bг1, аппроксимированный трехкомпонентной моделью ЬЬ + th + гs с фиксированной кТъгет8 = 20 keV и плотностью столба Ы = 1.0 х 1019 см-2. Чер-нотельная температура кТъъ = 27.0 еУ, температура тепловой плазмы Рэймонда—Смита кТГ8 = 0.72 keV, х2 = 0.62. Интегральный рентгеновский чернотельный поток составляет £ьъ = 5.64 х 10-11 эрг см-2 с-1.

Рисунки 5d—5g показывают PSPC-спектр для яркой фазы Bг0 (ф = 0.9—1.1). На рис. 5d спектр аппроксимируется трехкомпонентной моделью ЬЬ + th + gf с фиксированной кТъгеат8 = 20 keV; аппроксимация дает плотность столба Ы = 5.5 х 1018 см-2, чернотельную температуру кТъъ = 32.3 eV, х2 = 0.88 и интегральный рентгеновский чернотельный поток ^ъъ = 2.51 х 10-10 эргсм-2с-1. На рис. 5e спектр аппроксимируется моделью ЬЬ + Ш + ге, с чер-нотельной температурой кТъъ = 25.6 eV, наилучшим Ы = 5.5 х 1018 см-2 и фиксированной температурой тепловой плазмы Рэймонда— Смита кТГ8 = 0.30 keV. Рисунки 5! и 5g показывают спектры, аппроксимированные моделями bb + th + gf и ЬЬ + Ш + ге с фиксированными кТъгеат8 = 20 keV и плотностью столба Ы = 1.0 х 1019 см-2; чернотельная температура кТъъ = 31.3 eV (^ъъ = 2.83 х 10-10 эргсм-2 с-1,

X2 = 0.98, рис. 5f) и kTbb = 31.4 eV, (Fbb = 2.81 х 10"10 эргсм"2 с"1, х2 = 0.87, рис. 5g).

5. ОБСУЖДЕНИЕ И ЗАКЛЮЧЕНИЕ

В настоящей работе представлен анализ данных ROSAT для магнитной катаклизмической переменной VV Pup. Получены рентгеновские кривые блеска VV Pup в состоянии высокой светимости. Для отдельных НП и 0.1-2.0 keV скорости счета PSPC построены как функции времени с в интервалах по 10 секунд, а также с орбитальным периодом 100.4 мин с размером интервала 100 с. Мы вычислили наилучшие параметры PSPC-спектров, используя три компоненты, а именно, черно-тельное излучение в мягком рентгене, жесткое рентгеновское тормозное излучение, а также либо тепловую плазму Рэймонда-Смита либо простую функцию Гаусса. Данные охватывают яркую фазу (ФогЬ = 0.9-1.1), провал (ФогЬ = 0.18-0.7), выход из провала (Фогь = 0.7-0.8) и полный набор данных (ФотЬ = 0.0-1.0). Мы вычислили показатели жесткости HR1, HR2, скорость счета S1/S2 и полный интегральный чернотельный поток.

Кривая блеска в состоянии высокой светимости показывает, что существует реальная рентгеновская переменность в НП 1, 2, 4 и 16; видно, что рентгеновский поток возрастает со временем в НП 1, 2 и 4 (выход из провала, Br2, ф = 0.8-0.9). Интервал ярких фаз (Br0, ф = 0.9-1.1) дает наилучший обзор пятна аккреции. НП 3, 5, 6, 8, 10 и 15 охватывают затмение (провал, ф = 0.18-0.7), когда точка аккреции исчезает за краем белого карлика. Форма рентгеновской кривой блеска VV Pup хорошо согласуется с дифференциальной кривой

Линии дают диапазон чернотельной температуры кТъъ = 30—33.8 еУ и диапазон плотности столба

Рис. 6. Результат поиска по сетке в плоскости Tъъ—Nh, «банановая» диаграмма. Сплошными линиями показаны результаты для 1а, 2а и 5а, пунктиром — результаты для 2а и 4а.

блеска из оптических наблюдений [9] и кривой блеска в экстремальном ультрафиолете [10].

Для дальнейшего изучения диапазонов температуры и плотности столба нейтрального водорода (М^) мы провели поиск по сетке для х2 в плоскости М^-кТъъ; доверительные границы имеют форму «банановой диаграммы». Мы нашли сильную корреляцию между кТъъ и М^; контурные линии на рис. 6 показывают уровни значимости 1а (68.3%), 2а (95.5%), 3а (99.7%), 4а (99.9%) и 5а (100%).

Nh = 0-2 х 1019 см"2 для уровня 1а (68.3%),

для

Nh =

кТъъ = 26-34 еУ и Мн = 0-3 х 1019 см"2 2а (95.5%), кТъъ = 22.6-35 еУ и 0-6.8 х 1019 см"2 для 5а (100%).

Чернотельные температуры высоки в спектрах ярких фаз; это вызвано высоким темпом аккреции, который обычно связан с высокой плотностью ак-крецируемого вещества. Это вещество проникает глубже в атмосферу белого карлика и нагревает ее из глубинных уровней, что затем вызывает мягкий рентгеновский поток.

СПИСОК ЛИТЕРАТУРЫ

V. Girish, V. R. Rana, and K. P. Singh, Astrophys. J. 658,525(2007).

S. Tapia, Astrophys. J. 212, L125 (1977). M. F. Walker, Comm. Konkoly Obs., No. 57 (1965). E. Mason and D. Wickramasinghe, Astron. and Astrophys. 467, 277 (2007).

G. Ramsay, M. Cropper, and O. Mason, Monthly

Notices Royal Astron. Soc. 278, 285 (1996).

K. Beuermann, E. Elkholy, and K. Reinsch, Astron.

and Astrophys. 481, 771 (2008).

J. Patterson, Astrophys. J. Suppl. 54, 443 (1984).

E. Pfefferman, U. G. Briel, H. Hippmann, et al., SPIE

733,519(1986).

D. W. Hoard, P. Szkody, R. Ishioka, et al. Astrophys. J. 124, 2238 (2002). S. Vennes, P. Szkody, E. Sion, and S. Long, Astrophys. J. 445,921 (1995).

2.

3.

4.

5.

6. 7.

9.

10.

Перевод Е. Чмырёвой

ROSAT X-Ray Analysis of the AM Her Cataclysmic Variable VV Pup

E. Elkholy and M. I. Nouh

VVPup is a typical AMHer-type system of stars, where the main accreting pole rotates in and out of view during the orbital cycle. The ROSAT data analysis for the magnetic cataclysmic variable VVPup is presented, and the x-ray light curves in a high state are obtained. The mean best-fit PSPC spectrum covering all the phase intervals is calculated. The shape of the light curve is in good agreement with both the optical and the EUV light curves. Also, the spectral parameters, the hardness ratios, the count rate, and the total integrated blackbody flux are studied. The results show that the flux tends to be softer when the source is in the bright phase, and becomes harder when it is close to the horizon of the white dwarf. A strong correlation between the blackbody temperature and the hydrogen column density is found at different confidence levels.

Keywords: novae, cataclysmic variables—x-rays: binaries—stars: individual: VVPup