CC BY
29
АСТРОФИЗИЧЕСКИЙ БЮЛЛЕТЕНЬ, 2016, том 71, № 3, с. 317-326
УДК 524.338-43/54
ЭВОЛЮЦИЯ СВЕРХГОРБОВ КАРЛИКОВОЙ НОВОЙ ЗВЕЗДЫ ТИПА WZSGEASASSN-14CV НА СТАДИИ ПОВТОРНЫХ ПОЯРЧАНИЙ
2016 А. С. Склянов1*, Е. П. Павлен^2**, О. И. Антонюк2, К. А. Антонюк2, А. А. Сосновский2, А. И. Галеев1,3,4, Н. В. Пить2, Ю. В. Бабина2
1Казанский (Приволжский) федеральный университет, Казань, 420008 Россия 2Крымская астрофизическая обсерватория, Научный, 098409 Россия 3Академия наук Татарстана, Казань, 420013 Россия 4Национальная обсерватория TUBITAK, Анталья, 07350 Турция
Поступила в редакцию 16 ноября 2015 года; принята в печать 1 июня 2016 года
Мы приводим результаты наблюдений карликовой новой звезды типа WZ SgeASASSN-14cv, проведенных в 2014 году и охватывающих окончание сверхвспышки и стадию повторных поярчаний (ребрайтенингов). У этого объекта нами зафиксировано восемь ребрайтенингов. По форме их кривых блеска сделан вывод о наличии как вспышек типа «outside-in», так и вспышек типа «inside-out». На всем протяжении стадии ребрайтенингов мы обнаружили колебания блеска, средний период которых P = 0 d06042(8) идентифицирован нами как период сверхгорбов на стадии B сверхвспышки. Характер зафиксированной эволюции сверхгорбов может быть описан либо аппроксимацией параболой с отрицательным значением Pdot = —1.1 х 10~5, либо аппроксимацией двумя линейными участками с соответствующими периодами 0d06074(3) и 0d06046(9).
Ключевые слова: аккреция, аккреционные диски — звезды:карликовые новые — звезды:индивидуальные:ASASSN-14cv — звезды:катаклизмические переменные
1. ВВЕДЕНИЕ
Катаклизмические переменные звезды — это двойные системы, состоящие из белого и красного карликов, главного и вторичного компонентов соответственно. Вещество перетекает со вторичного компонента, заполнившего свою полость Роша, на главный через внутреннюю точку Лагранжа.
Карликовые новые звезды — подтип катаклиз-мических переменных, которым свойственны периодические вспышки на 2m-6m с характерной длительностью от нескольких дней до нескольких недель. В качестве механизма возникновения вспышек предполагается высвобождение гравитационной энергии, вызванное резким увеличением темпа аккреции вещества из-за возникновения тепловой нестабильности в аккреционном диске, образованном в результате перетекания вещества.
Звезды типа SU UMa являются подклассом карликовых новых звезд. Для них характерно наличие двух типов вспышек: нормальные вспышки с продолжительностью в несколько дней и сверхвспышки, длящиеся до нескольких недель.
E-mail: ssklyanov@yandex.ru
E-mail: eppavlenko@gmail.com
Сверхвспышки связывают с появлением приливной нестабильности в диске, возникающей при достижении критического радиуса для резонанса 3:1 [1]. Пределы орбитальных периодов для звезд типа SU UMa находятся в промежутке от 76 минут до приблизительно 3 часов [2]. Во время сверхвспышек наблюдаются периодические колебания блеска, называемые сверхгорбами. В среднем их период на несколько процентов больше, чем орбитальный период системы. Появление сверхгорбов объясняют апсидальной прецессией эллиптического аккреционного диска. Они эволюционируют в течение плато сверхвспышки и в общем случае могут проходить три стадии: А, Б и С [3]. На стадии А, во время которой происходит рост сверхгорбов, величина их периода наибольшая. Для стадии Б характерны более короткий период и его систематические изменения. У систем с короткими орбитальными периодами Рогь производная периода Ра^ = Р/Р имеет положительное значение, что соответствует увеличению периода сверхгорбов. Стадии С соответствует относительно стабильный, более короткий, чем на стадии Б, период сверхгорбов. Стадия С может продолжаться даже после окончания сверхвспышки [3].
Звезды типа WZ Sge — это подгруппа звезд типа SU UMa. Они характеризуются яркими вспышками с амплитудой, достигающей примерно 8m с периодом повторения порядка 10 лет. Звезды данного типа имеют несколько отличительных особенностей. Одной из них является наличие сверхгорбов с раздвоенным профилем на ранней стадии сверхвспышки, период которых близок к орбитальному периоду. Данный эффект называется ранними сверхгорбами. Предполагается, что ранние сверхгорбы вызываются резонансом 2:1 в аккреционном диске [4]. Другой особенностью является наличие у некоторых систем типа WZ Sge повторных пояр-чаний (ребрайтенингов), возникающих после окончания плато сверхвспышки. Согласно классификации, предложенной Имада и др. [5], сверхвспышки систем типа WZ Sge могут быть четырех видов: с длительными ребрайтенингами (тип A), с многократными последовательными ребрайтенингами (тип B), с одиночным ребрайтенингом (тип C), с отсутствием ребрайтенинга (тип D). В 2014 г. к данной классификации добавился ещё один тип вспышек с ребрайтенингами: двойные сверхвспышки (тип Е) [6]. В настоящее время природа ребрай-тенингов доподлинно неизвестна, но выдвигаются предположения о возможной их связи с сохранением состояния высокой вязкости в аккреционном диске после окончания сверхвспышки [7]. Также высказываются предположения о связи ребрайте-нингов с возможным усилением перетекания вещества во время сверхвспышки [8].
На данный момент информация о наличии сверхгорбов во время ребрайтенингов у звезд типа WZ Sge очень скудна. Это объясняется отсутствием рядов наблюдений из-за скоротечности каждого из ребрайтенингов и пониженной яркостью объекта по сравнению со вспышкой.
Среди вспышек, вызываемых тепловой нестабильностью, выделяют два типа: тип 1, также называемый «outside-in», в котором тепловая нестабильность возникает во внешних областях аккреционного диска и распространяется внутрь; тип 2, называемый еще «inside-out», в котором тепловая нестабильность возникает во внутренних областях диска и распространяется во внешние области. Кривые блеска вспышек «outside-in» характеризуются быстрым ростом до максимума блеска вспышки по сравнению с более медленным спадом. Вспышки «inside-out» имеют более симметричные профили роста и спада блеска [9].
Одним из представителей катаклизмических переменных типа WZ Sge является объект ASASSN-14cv. Он был обнаружен во вспышке 21 июня 2014 г. [10] автоматической системой обзора неба ASASSN (All-Sky Automated Survey for Supernovae). До вспышки звезда имела блеск g = 19m2 [10] в каталоге SDSS. Спустя несколько
дней она была классифицирована как карликовая новая во вспышке [11]. Последовавшая за этим кампания по наблюдению данного объекта позволила определить его как катаклизмическую переменную типа WZ Sge и выявить несколько стадий развития сверхгорбов: ранние сверхгорбы, стадию А и В, а также определить особенности эволюции периодов сверхгорбов. Стадия ранних сверхгорбов длилась около 12 дней, их период составил 0d05989(1), а средняя полная амплитуда переменности — 0m06 [12]. Период сверхгорбов на этой стадии максимально близок к орбитальному периоду [4]. Стадия А продлилась 6 дней, для неё был найден период сверхгорбов Psh = 0d06163(3) [13]. Стадия B продлилась 8 дней, при этом период составил Psh = 0d06042(1) [14]. При определении отношения масс q = m2/m\ брался период сверхгорбов на стадии А, а в качестве орбитального — период на стадии ранних сверхгорбов. Было получено значение q = 0.075 [13]. Значение производной периода Pdot на стадии В составило +1.8(0.9) х 10"5 [14].
Нам представилась уникальная возможность пронаблюдать звезду на стадии ребрайтенингов, выявить наличие короткопериодических колебаний блеска во время их появления, отождествить эти вариации со сверхгорбами и проанализировать их эволюцию.
2. НАБЛЮДЕНИЯ И РЕДУКЦИЯ ДАННЫХ
Наблюдения проводились с июля по сентябрь 2014 г., на телескопах Крымской астрофизической обсерватории (КрАО) К-380 (диаметр главного зеркала 38 см, матрица APOGEE ALTA E47), АЗТ-11 (1.25 м, матрица ProLine PL23042) и ЗТШ (2.6 м, матрица APOGEE ALTA E47). Также использовались данные, полученные на 1.5-м российско-турецком телескопе РТТ-150 с помощью прибора TFOSC, оснащенного матрицей Fairchild. Наблюдения на телескопах К-380, АЗТ-11 и РТТ-150 проводились без использования фильтров (W — white), а на телескопе ЗТШ — с фильтром V. Мониторинг объекта продолжался 31 ночь на К-380, 13 — на АЗТ-11, по 2 ночи на ЗТШ и РТТ-150. Журнал наблюдений приведен в таблице 1. Было проведено 48 сетов наблюдений, охватывающих окончание сверхвспышки и 8 ребрайтенингов. Качество наблюдательных условий определялось по FWHM звезд в угловых секундах и делилось на две группы. До 3.5 угловых секунд — «хорошее», от 3.5 до 5 — «удовлетворительное».
Наблюдательные данные проходили стандартную процедуру обработки и калибровки в программе MaxIm DL. Дифференциальная фотометрия
Таблица 1. Журнал наблюдений АЗАЗЗЫ-14су в 2014 г.
Название телескопа Начало наблюдений №+2400000 Окончание наблюдений №+2400000 га- 1ег Качество наблюдений Название телескопа Начало наблюдений №+2400000 Окончание наблюдений №+2400000 1ег Качество наблюдений
К-380 56856.292057 56856.535519 \У хор К-380 56881.279739 56881.534022 \У хор
К-380 56857.346388 56857.519532 \У хор К-380 56882.274111 56882.54353 \У хор
К-380 56858.308713 56858.389866 \У хор К-380 56883.272542 56883.536551 \У хор
К-380 56859.484662 56859.533352 \У хор К-380 56884.274285 56884.535621 \У хор
К-380 56860.325775 56860.531386 \У хор К-380 56885.275569 56885.519026 \У хор
К-380 56861.307526 56861.372455 \У хор К-380 56886.275157 56886.516936 \У хор
ЗТШ 56862.28468 56862.39711 V хор К-380 56887.267243 56887.328919 \У хор
РТТ-150 56864.328819 56864.426505 \У хор АЗТ-11 56889.270008 56889.457596 \У хор
К-380 56864.342592 56864.39233 \У хор АЗТ-11 56890.264523 56890.442765 \У удов
К-380 56865.285873 56865.393541 \У хор АЗТ-11 56891.258974 56891.407942 \У удов
К-380 56866.282591 56866.541206 \У хор ЗТШ 56891.26911 56891.43449 V хор
К-380 56867.284467 56867.538706 \У хор К-380 56892.264593 56892.460164 \У хор
К-380 56868.294647 56868.397423 \У хор К-380 56893.266073 56893.508385 \У хор
К-380 56869.295395 56869.386286 \У хор К-380 56894.261207 56894.456155 \У хор
К-380 56870.293331 56870.541143 \У хор АЗТ-11 56896.30933 56896.394692 \У хор
К-380 56871.276383 56871.334742 \У хор АЗТ-11 56903.247054 56903.32339 \У удов
РТТ-150 56872.279711 56872.397303 \У хор АЗТ-11 56904.234453 56904.242979 \У удов
К-380 56872.289145 56872.472978 \У хор АЗТ-11 56905.337528 56905.341789 \У удов
К-380 56874.295059 56874.542813 \У хор АЗТ-11 56906.235542 56906.244067 \У хор
К-380 56875.286528 56875.553917 \У хор АЗТ-11 56907.250334 56907.254597 \У хор
К-380 56876.293501 56876.559676 \У хор АЗТ-11 56908.223431 56908.23637 \У хор
К-380 56877.299777 56877.53772 \У хор АЗТ-11 56913.21629 56913.220551 \У удов
К-380 56879.260719 56879.438078 \У хор АЗТ-11 56918.235766 56918.240027 \У удов
К-380 56880.284664 56880.538938 \У хор АЗТ-11 56919.313505 56919.317766 \У удов
объекта проводилась относительно двух звезд сравнения из каталога иЗЫОА2: 1350-09322747 (Е = 14 т 42, V = 14 т 02) и 1350-09323713 (е = 14т66, V = 14т35).
Для привязки данных, полученных без фильтра, были использованы их звездные величины в фильтре Е. Проведенная нами проверка показала отсутствие у звезд сравнения переменности на шкале наших наблюдений. Все использованные в наблюдениях ПЗС-приемники имеют максимум чувствительности в красной области, совпадающей с по-
лосой Ес. Нуль-пункт шкалы дифференциальных наблюдений ближе всего будет соответствовать среднему блеску звезд сравнения в Ес. Из-за того, что звезды сравнения не являются фотометрическими стандартами, а наблюдения мы проводили без светофильтров, величина нуль-пункта будет иметь оценочный характер и от истинного может отличаться на несколько десятых звездной величины. Данная неопределенность в нуль-пункте, как и его величина, на результат анализа временных рядов не влияет. Исходя из вышесказанного, опре-
56850 56860 56870 56880 56890 56900 56910 56920
^+2400000
Рис. 1. Кривая блеска звезды ASASSN-14cv в июле—сентябре 2014 г. Стрелками отмечены максимумы блеска зарегистрированных ребрайтенингов.
деляемые значения блеска переменной звезды мы будем обозначать как величины в фильтре R.
Дополнительно 21 февраля 2015 г. были проведены наблюдения объекта ASASSN-14cv на 2.6-м телескопе ЗТШ. Их целью была проверка наличия переменности блеска после окончания сверхвспышки 2014-го года. Использовался фильтр V. Редукция этих данных проводилась так же, как и основного массива наблюдений. Для относительной фотометрии использовались те же звезды сравнения, что и на стадии ребрайтенингов. Точность единичного наблюдения составила 0 m06.
3. АНАЛИЗ КРИВЫХ БЛЕСКА
На рис. 1 представлена кривая блеска звезды ASASSN-14cv по наблюдениям в июле—сентябре 2014 г. Участок 56856—56858 соответствует окончанию сверхвспышки. На участке с 56869 до 56920 нами зафиксировано 8 ребрайтенингов (отмечены стрелками) с амплитудами 2m—3m и характерной продолжительностью 3—4 дня. Можно заметить, что их профили отличаются. Профиль второго ребрайтенинга (участок 56864—56868) симметричен, что характерно для вспышек типа «inside-out». В то же время на участках 56868—56872 и 56881—56885 (третий и шестой ребрайтенинги соответственно) рост блеска происходит быстрее, чем его падение, что характерно для вспышек типа «outside-in». Для остальных ребрайтенингов определить тип вспышки не представляется возможным из-за недостаточного количества наблюдений.
Однако даже из имеющихся данных можно сделать вывод о том, что на стадии ребрайтенингов у звезды ASASSN-14cv имели место вспышки разных типов, как «inside-out», так и «outside-in». Блеск звезды в промежутках между ребрайтенин-гами (до JD = 2456886) не уменьшался до величины R = 17m2, до которой он опустился после окончания сверхвспышки. Можно заметить, что блеск в промежутках между ребрайтенингами падал одновременно с блеском в максимумах (сделав поправку на то, что не для всех ребрайтенингов было получено значение максимального блеска).
Анализируя кривую блеска, можно сделать вывод о том, что даже после окончания стадии ребрайтенингов и до окончания наших наблюдений (JD = 2456919) блеск звезды не вернулся к величине V = 19m 11, которую звезда имела до начала сверхвспышки (значение в фильтре V было пересчитано из величин в фильтрах системы SDSS). Во всем промежутке, пока длились ребрайтенинги, наблюдались периодические колебания блеска с амплитудой от 0m03 до 0 m35.
На рис. 2 приведены примеры индивидуальных кривых блеска для ночей наблюдений на каждом этапе вспышечной активности: (a) в максимуме ребрайтенинга, (b) на восходящей ветви, (c) на нисходящей ветви и (d) в промежутке между ребрайте-нингами. Можно видеть, что колебания блеска есть на всех этапах вспышечной активности. На кривой блеска (a) представлены наблюдения от 24 июля 2014 г. Точность фотометрии для этой ночи составила 0m006. В максимуме ребрайтенинга виден
56874.30
56874.35
56874.40 JD+2400000
56874.45
56874.50
Рис. 2. Примеры индивидуальных кривых блеска на разных этапах вспышечной активности. Сверху вниз: (a) кривая блеска в максимуме ребрайтенинга; (b) кривая блеска на восходящей ветви ребрайтенинга; (с) кривая блеска в промежутке между ребрайтенингами; (d) кривая блеска на нисходящей ветви ребрайтенинга.
16.0 16.1 16.2 16.3 16.4 16.5 16.6 16.7 16.8 16.9 17.0
Frequency, 1/day
Рис. 3. Сегмент периодограммы, полученной методом Стеллингверфа по выборке из 33 ночей, за исключением относящихся к окончанию сверхвспышки. Для самых значимых частот указаны соответствующие им периоды.
четко прописанный относительно симметричный профиль колебания с амплитудой О?103. Кривая блеска (b) получена по наблюдениям 26 июля 2014 г. с точностью данных 0™012. Эта ночь приходилась на восходящую ветвь ребрайтенинга. На этой стадии мы также видим относительно симметричный профиль с амплитудой 0™ 1. На кривой блеска (с) приведены наблюдения от 2 августа 2014 г. Фотометрическая точность составила 0 ™006. Эта ночь попала в промежуток между ребрайтенингами, поэтому вычет глобального тренда не проводился. И на этой кривой блеска заметен относительно симметричный профиль колебания с амплитудой 0™25, но есть плоский максимум, который не наблюдался во время других стадий. Результаты наблюдений нисходящей ветви ребрайтенинга 4 августа 2014 г. приведены на нижней кривой блеска рис. 2. Точность оценок блеска составила 0 ™02. Здесь также можно видеть колебание с амплитудой 0 ™ 1, но с менее
п-г
T.-г
Т.-г
1.70
»„"V. I.V f I "V. •«V<ii ••> t I
л} * •! '■Sts.'.: • M '-Sti
J_L
J_L
0.0 0.2 0.4 0.6 0.8 1.0 1.2 1.4 1.6 1.8 2.0 Phase of P=0.06042(8)
Рис. 4. Фазовая кривая, свернутая с периодом P = 0 d 06042(8) для данных на участке JD 2456859-2456896.
1.75
-о 1.80
1.85
¡g 1.90
1.95
- 1 1 1 I * • •
• * л«.. ' % ' и* • •• : -
• • • •
• • • ¿»ъ • •
. ••• •••
\ «* • • •
> : •
ч» ■ • *ф
- -
1 I I |
57074.40 57074.45 57074.50 57074.55 57074.60 57074.65 ^+2400000
Рис. 5. Кривая блеска 21 февраля 2015 г., после окончания сверхвспышки 2014 г.
гладким профилем, который может быть вызван как меньшей точностью наблюдений в эту ночь, так и реальным изменением профиля.
Далее по данным в промежутке 2456859—2456896 юлианских дней, включающим 33 ночи и охватывающим все зарегистрированные ребрайтенинги, мы предприняли поиск периодических сигналов в окрестностях ранее известных периодов.
Различная амплитуда колебаний (вызванная, возможно, большим перепадом блеска) затрудняет статистический анализ временных рядов, поэтому для проведения частотного анализа данные были переведены в относительные интенсивности согласно соотношению:
I = 10_0™4 х 107.
Для частотного анализа использовался реализованный в программе ISDA метод Стеллингверфа, являющийся одной из модификаций метода PDM (Phase Dispersion Minimization) [15]. Сегмент полученной периодограммы в окрестности известных ранее периодов представлен на рис. 3.
Мы выделили три наиболее значимых пика, которым соответствуют периоды 0d06042(8), 0d06006(4) и 0d05893(7). Один из этих периодов, 0d06042(8), совпадает с полученным ранее периодом сверхгорбов на стадии B Psh = 0d06042(1) [14]. Таким образом, колебания блеска во время ребрайтенингов мы идентифицировали со сверхгорбами стадии B. Также на периодограмме выделяются периоды 0d06006(4) и 0d05893(7), которые не являются суточными для периода 0d06042(8). Из этих трех периодов мы отдали предпочтение периоду P = 0d06042(8), поскольку он совпадает с периодом сверхгорбов. На рис. 4 приведена
фазовая кривая, свернутая с указанным периодом по данным 33 ночей, которые были использованы для его поиска. Она показывает колебание блеска с амплитудой порядка 0.4/ и симметричным профилем с одним горбом за период. Кривая блеска по наблюдениям, проведенным через 245 суток после начала сверхвспышки 2014 г.(21 февраля 2015 г.) на 2.6-метровом телескопе ЗТШ, представлена на рис. 5. Модуляции блеска с периодом около 006 не наблюдаются (т.е. сверхгорбы на данной стадии исчезли, а следовательно, аккреционный диск уже вышел из состояния приливной нестабильности). Вместо этого есть поярчание на 0™ 15 в течение приблизительно 2.5 часов, затем затменообразный провал на 0 ™07. Также видна более быстрая переменность с амплитудой примерно 0™ 1, которая, вероятно, связана с аккреционным диском.
4. ДИАГРАММА О — С
При помощи комбинирования метода совмещения хорошо прописанного профиля сверхгорба с изучаемой кривой блеска и метода хорд нами были определены моменты максимумов для всех ночей, где это было возможно. Полученные моменты и амплитуды максимумов приведены в таблице 2.
Используя период Р = 006042, мы построили диаграмму О - С для наблюдений во время ребрайтенингов (рис. 6).
Полученная диаграмма О - С может иметь два разных варианта объяснения:
1) во время ребрайтенингов определенный нами период сверхгорбов изменялся, что приводит к образованию параболы на диаграмме О — С, при аппроксимации которой величина изменения периода за период Р^ равна —1.1 х 10"5;
Таблица 2. Моменты максимумов в HJD и их амплитуды
Амплитуда Амплитуда Амплитуда
HJD+2400000 колебания, HJD+2400000 колебания, HJD+2400000 колебания,
зв. вел. зв. вел. зв. вел.
56856.48662 0.1 56872.34445 0.15 56883.35052 0.08
56858.38689 0.4 56872.34125 0.3 56883.40742 0.08
56860.45136 0.4 56872.40645 0.3 56884.4356 0.15
56862.31843 0.04 56874.32901 0.1 56885.33778 0.15
56862.37593 0.04 56874.39361 0.1 56889.38629 0.15
56864.38989 0.2 56874.45181 0.1 56890.29167 0.15
56865.31268 0.1 56875.47979 0.15 56891.32994 0.3
56865.36948 0.1 56877.34885 0.08 56891.39084 0.3
56866.51896 0.08 56880.32259 0.2 56892.29672 0.35
56867.49984 0.1 56880.38839 0.2 56893.321 0.3
56868.34512 0.2 56881.35897 0.15 56893.39 0.3
56869.356 0.3 56882.38574 0.1 56896.34013 0.1
56871.30807 0.1
56860
56870
JD+2400000
56880
56890
Рис. 6. Диаграмма O — C и амплитуды колебаний.
14
15 « 16
17
18 Л Q
0.02
ÇO
£0.01 тз
9 0.00 о
-0.01
Рис. 7. Уточненная диаграмма О — С, посчитанная с использованием двух периодов. Данные для первого участка диаграммы отмечены кружками, для второго участка треугольниками.
56860 56870 56880 56890
JD+2400000
2) во время ребрайтенингов действовало два периода, один из которых, в промежутке JD 2456856—2456869, был короче взятого нами периода P = 0d06042(8), а другой, в промежутке JD 2456871—2456896 — несколько длиннее, т. е. диаграмма O — C объясняется двумя линейными участками, принадлежащими разным периодам.
По изменению амплитуды сверхгорбов можно сделать следующие заключения:
• в среднем амплитуда сверхгорбов была меньше во время ребрайтенигов, чем в промежутке между ними;
• максимальной амплитуды сверхгорбы достигали после окончания сверхвспышки (до первого ребрайтенинга), а также во время длительной задержки между седьмым и восьмым ребрайтенингами.
Стоит отметить, что первые две точки на диаграмме O — C относятся к окончанию сверхвспышки, и их положение на диаграмме неоднозначно. Кроме варианта, приведенного на рис. 6, возможен ещё вариант, со смещением этих точек на один период вверх из-за просчета на один цикл.
Аппроксимация диаграммы O — C двумя линейными участками дала меньшее среднеквадратичное отклонение, чем аппроксимация параболой. По наклону аппроксимирующих прямых нами были посчитаны значения периодов для обоих участков, которые позволили бы убрать линейный тренд с диаграммы O — C. Для участка
JD 2456856—2456869 уточненный период составил 0d06074(3), для участка JD 2456871-2456896 — 0 d 06046(9). Далее мы пересчитали значения O — C, используя уточненные периоды для соответствующих участков диаграммы. Полученная диаграмма O — C представлена на рис. 7. Мы не нашли возможной зависимости между средним блеском звезды и O — C.
5. ОБСУЖДЕНИЕ
Можно отметить, что смена периода во втором варианте объяснения диаграммы O — C совпадает с промежутком между вторым ребрайтенингом, имеющим симметричный профиль, что характерно для вспышек типа «inside-out», и третьим ребрай-тенингом, имеющим явно более быстрый подъем блеска, чем спад (характерно для вспышек типа «outside-in»).
Также стоит отметить, что полученная нами диаграмма O — C похожа на диаграмму O — C, представленную на рис. 10 в статье Като и др. [16] для карликовой новой типа WZ Sge EZ Lyn = SDSS J080434.20+510349.2. Глобальное изменение ее периода было аппроксимировано параболой с положительным Pdot = 0.5 х 10_5, однако на упомянутом рисунке можно отметить участок 2453812-2453843, на котором изменение периода может быть аппроксимировано параболой с отрицательным Pdot или двумя линейными участками.
Подобное поведение диаграммы O — C на стадии ребрайтенингов можно также видеть и на
рис. 129, приведенном для звезды WZ Sge в работе Като и др. [3], где диаграмма O — C аппроксимируется двумя линейными участками, а в случае аппроксимации параболой также имела бы отрицательное значение Pdot.
6. ВЫВОДЫ
Нами проведены уникальные наблюдения карликовой новой звезды ASASSN-14cv. Они позволили зарегистрировать восемь ребрайтенингов у этой системы и построить для наблюдавшихся сверхгорбов на стадии ребрайтенингов зависимость O — C.
Полученный нами средний период на стадии ребрайтенингов 0d06042(8) совпадает с периодом сверхгорбов0d06042(1), полученным для стадии В во время сверхвспышки.
Показана эволюция сверхгорбов на стадии ребрайтенингов, которую можно представить одним из двух вариантов:
1) непрерывное изменение периода с отрицательным Pdot = —1.1 х 10"5 ;
2) скачкообразное изменение периода с 0d06074(3) для участка JD 2456856-2456869 на 0d06046(9) для участка JD 2456871-2456896.
Из имеющихся данных нам представляется проблематичным сделать вывод о физике полученных нами результатов. Возможно, накопление большей статистики по эволюции сверхгорбов на стадии ребрайтенингов у карликовых новых звезд типа WZ Sge поможет лучше понять происходящие на этой стадии физические процессы.
БЛАГОДАРНОСТИ
А. С. Склянов и А. И. Галеев выражают благодарность ТЮБИТАК, КФУ и АН РТ за частичную поддержку в использовании телескопа РТТ-150
(Российско-Турецкий 1.5-м телескоп в Анталии). Данная работа была частично поддержана субсидией Правительства РФ, направленной на повышение конкурентоспособности Казанского федерального университета среди мировых научно-исследовательских центров. Данная работа была частично выполнена в рамках грантов РФФИ №15-02-06178 и РФФИ №15-32-50920. СПИСОК ЛИТЕРАТУРЫ
1. Y. Osaki, Publ. Astron. Soc. Pacific 108, 39(1996).
2. C. Knigge, Monthly Notices Royal Astron. Soc. 373, 484 (2006).
3. T. Kato, A. Imada, M. Uemura, et al., Publ. Astron. Soc. Japan 61, S395 (2009).
4. Y. Osaki and F. Meyer, Astron. and Astrophys. 383, 574 (2002).
5. A. Imada, K. Kubota, T. Kato, et al., Publ. Astron. Soc. Japan 58, L23 (2006).
6. T. Kato, F.-J. Hambsch, H. Maehara, et al., Publ. Astron. Soc. Japan 66, 30 (2014).
7. Y. Osaki, F. Meyer, and E. Meyer-Hofmeister, Astron. and Astrophys. 370, 488 (2001).
8. J. Patterson, G. Masi, M. W. Richmond, et al., Publ. Astron. Soc. Pacific 114, 721 (2002).
9. J. Smak, Acta Astronomica 34, 161 (1984).
10. K. Stanek, vsnet-alert 17395 (2014).
11. P. Berardi, T. Lester, and F. Teyssier, Astronomer's Telegram 6258 (2014).
12. T. Kato, vsnet-alert 17415(2014).
13. T. Kato, vsnet-alert 17466(2014).
14. T. Kato, vsnet-alert 17499 (2014).
15. R. F. Stellingwerf, Astrophys. J. 224, 953 (1978).
16. T. Kato, E. P. Pavlenko, H. Maehara, et al., Publ. Astron. Soc. Japan 61,601 (2009).
326
CKHflHOB h gp.
Superhump evolution of WZ Sge type dwarf nova ASASSN-14cvon rebrightening stage
A. S. Sklyanov, E. P. Pavlenko, O. I. Antonyuk, K. A. Antonyuk, A. A. Sosnovskij, A. I. Galeev, N. V. Pit,
and J. V. Babina
We report the results of observations of a WZSge-type dwarf nova ASASSN-14cv, acquired in 2014 and covering the end of a superoutburst and a rebrightening stage. We detected 8 rebrightenings of this star. Based on the light curve profiles of the rebrightenings, we conclude on the existence of both the ¡¡inside-out¿¿ and ¡¡outside-in¿¿ outbursts. During the entire course of the rebrightening stage, a brightness variability with the mean period of P = 0d06042(8) was detected, which was identified as a superhump period during the stage B of the superoutburst. The character of the registered superhump evolution can be either described by a parabolic approximation with the negative Pdot = —1-1 x 10~5, or by an approximation with 2 linear areas with the corresponding periods of 0 d06074(3) and 0 d06046(9).
Keywords: accretion:accretion disks—stars:dwarf novae—stars:individual ASASSN-14cv— stars:cataclysmic variables
