CC BY
29
АСТРОФИЗИЧЕСКИЙ БЮЛЛЕТЕНЬ, 2015, том 70, № 4, с. 487-492
УДК 524.338:520.82
ФОТОМЕТРИЧЕСКИЙ МОНИТОРИНГ КАНДИДАТОВ В ПОЛЯРЫ
© 2015 М. М. Габдеев*
Специальная астрофизическая обсерватория РАН, Нижний Архыз, 369167 Россия Поступила в редакцию 26 июня 2015 года; принята в печать 18 сентября 2015 года
Представлены результаты фотометрических наблюдений двух кандидатов в поляры — ¡РИЛБ .1052832.69+283837.6 и ЩХБ Ж3346.0+261933. Оба объекта показывают переменность блеска с орбитальным периодом с амплитудой, близкой к 1т, и на долговременной шкале времени с амплитудой, близкой к 0т5. У объекта ¡РИЛБ Л052832.69+283837.6 также меняется форма кривой блеска и цвет. Долговременные наблюдения позволили определить орбитальный период первой системы и уточнить орбитальный период второй, они оказались равны РогЬ = 0?055592(4) и РогЬ = 0? 139095(2) соответственно. Анализ фотометрических данных подтверждает, что данные системы могут быть полярами.
Ключевые слова: новые, катаклизмические переменные — звёзды: индивидуальные: 1РНАБ ¡052832.69+283837.6, 1ЯХБ 1073346.0+261933
1. ВВЕДЕНИЕ
Поляры (катаклизмические переменные типа AM Her) — это тесные короткопериодические двойные системы, состоящие из двух компонент: белого карлика и красного карлика К—М класса. В таких системах красный карлик заполняет свою полость Роша и теряет вещество через внутреннюю точку Лагранжа. В полярах белый карлик обладает сильным магнитным полем (более 10 МГс), и альвеновский радиус превышает размеры системы. Магнитное поле предотвращает формирование аккреционного диска, направляя аккрецирующее вещество по магнитным силовым линиям на ограниченные области поверхности белого карлика. Орбитальный период таких систем лежит в диапазоне от 80 минут до 8 часов с обусловленным эволюцией дефицитом в промежутке периодов от 2 до 3 часов [1]. Полярам свойственна долговременная переменность блеска (высокие и низкие состояния на временно)й шкале в месяцы и годы), амплитуда которой может достигать 3m [2]. Внутриорбитальная переменность блеска варьируется как по амплитуде, так и по форме кривых блеска (см., например, [3]). Большое количество наблюдаемых особенностей описано в работах [4, 5].
Целью данной работы является классификация на основе анализа фотометрической переменности двух кандидатов в поляры: IPHAS J052832.69+283837.6 (далее IPHAS 0528) и 1RXS J073346.0+261933 (далее RXS 0733).
E-mail: crucifer.troll@gmail.com
Объект 1РИЛБ 0528 взят из списка кандидатов в катаклизмические переменные, опубликованного в работе Уитама и др. [6]. Авторами были отобраны одиннадцать кандидатов с сильными линиями Иа. Для каждого из них получен спектр отождествления, а для трех объектов проведены более детальные наблюдения. Полученный спектр 1РИЛБ0528 показал высокое отношение интенсивностей линий Ие II А4686 Л к Ив, что является одной из особенностей поляров [7].
Переменность объекта НХБ 0733 была обнаружена Денисенко и др. [8] при выполнении оптического отождествления объектов рентгеновского обзора, выполненного спутником НОБЛТ. Авторы сообщают о значительной переменности объекта на большой шкале времени, необычных показателях цвета и высоком отношении интенсивности рентгеновского излучения к оптической. Были определены два возможных орбитальных периода системы: 0а 1334(1) и 0а 1395(1). Полученный на телескопе РТТ-150 спектр НХБ0733 имел вид, характерный для катаклизмической переменной, а
интенсивность линии Ие II А4686 Л была больше интенсивности линии Ив. Авторы предположили, что данная система является поляром.
В разделе 2 настоящей работы описываются проведенные наблюдения и детали обработки, раздел 3 посвящен результатам мониторинга ФИЛБ 0528 и НХБ 0733. Итоги подведены в заключительной части.
488
ГАБДЕЕВ
Рис. 1. Изображения площадок IPHAS 0528 и RXS 0733, полученные на телескопе Цейсс-1000.
2. НАБЛЮДЕНИЯ И ОБРАБОТКА
Фотометрические наблюдения выполнялись на 1-м телескопе Цейсс-1000 САО РАН c 2012 по 2015 гг. Использовался штатный фотометр с набором широкополосных фильтров системы Джонсона—Казинса и ПЗС-приемником EEV 42-40 (2048x2048 пикселей размером 13.5х 13.5 мкм) с азотным охлаждением. Наблюдения проводились в полосах B,V, Rc .
Журнал наблюдений представлен в таблице 1. На рис. 1 показаны поля исследуемых объектов с отмеченными на них опорными звездами.
Опорная звезда для объекта RXS 0733 и ее блеск взят из работы [8]. Для определения звездной величины опорной звезды на площадке объекта IPHAS 0528 были получены изображения стандарта S97 224 из каталога Ландольта [9]. Привязка вторичных стандартов выполнялась при отличных погодных условиях и близких значениях зенитного расстояния. Координаты и звездные величины опорных звезд представлены в таблице 2. После первичной обработки изображений, вычитания кадра нулевой экспозиции и деления на плоское поле звездные величины объектов определялись методом дифференциальной апертурной фотометрии с использованием пакета DAOPHOT среды IDL.
Полученные фотометрические временные ряды были использованы для определения периода объекта с помощью программы EFFECT В. П. Го-ранского,1 в которой реализован метод Лафлера— Кинмана [10].
1http://www.vgoranskij.net/software/
3. РЕЗУЛЬТАТЫ 3.1.1РНЛБ Ш2832.69+283837.6
Фотометрические наблюдения показали, что система является короткопериодической. Орбитальный период рассчитывался по всем наблюдениям в полосе Кс. Получена эфемерида
ШБ = 2455951.192(±0.001)
+0.055592(±0.0000002) Е,
где нулевая фаза соответствует моменту максимума блеска. Период системы составляет всего 80 минут, что находится на нижней границе периодов катаклизмических переменных.
Долговременная фотометрия показывает, что средний блеск системы меняется (рис. 2а—2с). Блеск системы в полосе Кс за три года уменьшился примерно на 0 т6. Сравнение кривых блеска 2012 и 2015 гг. в полосе Кс показано на рис. 3. В 2012 г. при более высоком состоянии максимум блеска приходится на фазы р = 0.8—1.2. Перед началом фазы максимума находится провал величиной приблизительно 0т 1. В фазах р = 0.2—0.8 у объекта нет сильных изменений блеска. Орбитальная амплитуда переменности составляет примерно 1т. В более низком состоянии кривая блеска имеет два максимума: главный — в фазе р = 0, и вторичный — в фазе р = 0.6. Орбитальная амплитуда переменности блеска возрастает приблизительно до 1 ™2. Сравнение кривых блеска в полосах В, V, К показано на рис. 4. Кривые блеска в трех полосах имеют схожую форму, покрытие по фазе достаточно хорошее.
ФОТОМЕТРИЧЕСКИЙ МОНИТОРИНГ КАНДИДАТОВ В ПОЛЯРЫ 489
15.0 -
15.5 -
s> а
ч
16.0 -
16.5 -
56000 56250 56500 56750 57000 JD 2400000+
15.0 -
15.5
И?
16.0 -
16.5
56000 56250 56500 56750 57000 JD 2400000+
14.5
16.5
56000 56250 56500 56750 57000 JD 2400000+
Рис. 2. Изменение блеска IPHAS 0528 в зависимости от юлианской даты в фильтрах B (a), V (b), Rc (c); заполненные кружки — среднее по периоду значение звездной величины.
г*
ро8о ,
* •
ро8о ,
: • •
о.о
0.5
1.0
Phase
1.5
2.0
Рис. 3. Кривые блеска IPHAS 0528 в фильтре Rc показаны два состояния — в 2012 и 2015 гг.
1
я £
Рис. 4. Кривая блеска IPHAS 0528 в фильтрах B,V,Rc в низком состоянии. К значениям в фильтре B прибавлена одна звездная величина, в фильтре V — две.
ГАБДЕЕВ Таблица 1. Журнал наблюдений
Эа1е ЛЭ 2400000 + ОЬ^ес! РШегэ Ехроэиге, э Бее^, агсэес ^шЬег о! images
Лап 22, 2012 55949 ¡РНАБ 0528 Кс 80 4.0 48
Лап 24, 2012 55951 ¡РНАБ 0528 Кс 60 3.5 80
Б ер 13, 2012 56184 ¡РНАБ 0528 Кс 60 2.8 27
Б ер 19, 2012 56195 ¡РНАБ 0528 Кс 90 1.8 42
СМ 15, 2012 56216 ¡РНАБ 0528 Кс 100 2.0 71
СМ 18, 2012 56219 ¡РНАБ 0528 Кс 90 2.4 45
Ыоу 20,2012 56252 ¡РНАБ 0528 В, V, Кс 100, 70,50 2.6 16, 16, 16
Эес 12, 2012 56274 ¡РНАБ 0528 Кс 60 1.9 74
Эес 16, 2012 56278 ¡РНАБ 0528 Кс 100 3.9 28
РеЬ 07, 2013 56331 ¡РНАБ 0528 В,У 120, 80 2.3 33,33
N(№01,2013 56598 ИХБ 0733 Кс 200 1.8 58
ЫОУ 02,2013 56599 ИХБ 0733 Кс 200 1.5 53
Ыоу 03,2013 56600 ИХБ 0733 Кс 300 1.8 41
ЫОУ 04,2013 56601 ИХБ 0733 Кс 300 3.6 18
ЫОУ 08,2013 56605 ИХБ 0733 Кс 300 3.8 25
N<№11,2013 56608 ИХБ 0733 Кс 300 1.7 28
Ыоу 25,2014 56987 ИХБ 0733 Кс 120 1.6 70
Лап 15, 2015 57038 ИХБ 0733 Кс 150 2.1 75
Лап 16, 2015 57039 ИХБ 0733 Кс 150 3.7 70
Лап 17, 2015 57040 ¡РНАБ 0528 в, V, кс 100, 100, 60 4.1 33, 33, 33
Лап 18, 2015 57041 ¡РНАБ 0528 в, 1/, Кс 100, 100, 60 1.9 25, 25, 25
Таблица 2. Координаты и звездные величины опорных звезд
ОЬ^ес! а, <5, в, та§ V, mag Кс, mag
¡РНАБ 0528/ге! 05ь28т29®1 +28°38/32//4 15.40 ±0.01 14.49 ±0.01 14.51 ±0.01
ИХБ 0733/ге{ 07ь33т41®0 +26°12/42//1 16.80 ±0.01 15.70 ±0.01
Изменение среднего блеска системы сопровождается изменением показателей цвета (таблица 3). Наибольшее ослабление блеска происходит в красном диапазоне. При увеличении блеска системы с 17 на 18 января 2015 г. объект становится более голубым.
3.2. ЩХБ 073346.0+261933
Проведенные долговременные наблюдения позволили более точно определить период изменения блеска системы:
ШБ = 2457039.563(±0.001)
+0.139095(±0.0000002) Е,
ФОТОМЕТРИЧЕСКИМ МОНИТОРИНГ КАНДИДАТОВ В ПОЛЯРЫ
491
17.0
ЪббОО 56605 57000 57025
JD 2400000+
Ч
17.5 -
18.0 -
j 18.5 -
fei
19.0 -
19.5 -
> ОГ^СР OjpODO
Л
0O0O>0 jtf °° .«Ъ
0.0
0.5
1.0
Phase
1.5
2.0
Рис. 5. Изменение блеска RXS 0733 в фильтре Rc в зависимости от юлианской даты JD; заполненными кружками показано среднее значение за период.
где нулевая фаза соответствует моменту максимума блеска.
Изменение среднего блеска РХБ 0733 в полосе Кс в зависимости от юлианской даты показано на рис. 5.
Блеск системы плавно увеличился приблизительно на 0т75 до средней звездной величины 17т7. Кривая блеска синусоидальна и сохраняет свою форму (рис. 6). Амплитуда орбитальной переменности блеска составляет примерно 1т. На кривой блеска имеется провал глубиной 0т2 в фазе р = 0.1. Отметим, что на кривой блеска в работе [8] также наблюдается локальный разброс измерений вблизи максимума. Он, видимо, связан с неточностью определения периода.
Рис. 6. Кривая блеска ЯХБ 0733 в фильтре Яс. Показаны два состояния — 2013 и 2015 гг.
Porb = 0d055592(4), и уточнен период RXS 0733 — Porb = 0 d 139095(2). Анализ кривых блеска показал, что системы обладают характерными фотометрическими особенностями поляров — высокой орбитальной (приблизительно 1m) и долговременной переменностью блеска. У IPHAS 0528 изменяются форма кривой блеска и показатели цвета в зависимости от среднего уровня блеска системы. Провалы, обнаруженные на кривых блеска, часто встречаются у поляров и связаны с частичным затмением аккреционной структуры. Для изучения этих и других особенностей необходимы дальнейшие наблюдения. Анализ фотометрических наблюдений подтверждает, что обе системы могут принадлежать классу поляров.
4. ЗАКЛЮЧЕНИЕ
В данной работе представлены долговременные фотометрические наблюдения двух кандидатов в поляры. По результатам наблюдений определен орбитальный период системы IPHAS0528 —
Таблица 3. Средний блеск и показатели цвета !РИЛБ 0528
JD 2400000 + V, V - R В -V
mag mag mag
56252 15.59 -0.18 0.33
56331 15.57 - 0.36
57040 15.75 -0.35 0.33
57041 15.51 -0.47 0.37
БЛАГОДАРНОСТИ
Автор выражает благодарность Ольге Ивановне Спиридоновой за получение части наблюдательного материала и Николаю Владимировичу Борисову за ценные советы и консультации. Работа выполнена при финансовой поддержке Российского научного фонда (РНФ 14-50-00043). Наблюдения на телескопе Цейсс-1000 САО РАН проводятся при финансовой поддержке Министерства образования и науки Российской Федерации (соглашение №14.619.21.0004, идентификатор проекта RFMEFI61914X0004).
СПИСОК ЛИТЕРАТУРЫ
1. S. B. Howell, L. A. Nelson, and S. Rappaport, Astrophys. J. 550,897(2001).
2. B. Kalomeni, Monthly Notices Royal Astron. Soc. 422, 1601 (2012).
492
EAB^EEB
3. Z. Dai, S. Qian, and L. Li, Astrophys. J. 774, 153 (2013).
4. N. F. Vojkhanskaya, Bull. Spec. Astrophys. Obs. 30, 1 (1990).
5. M. Cropper, Space Sci. Rev. 54, 195(1990).
6. A. R. Witham, C. Knigge, A. Aungwerojwit, et al., Monthly Notices Royal Astron. Soc. 382, 1158 (2007).
7. J. Patterson, Publ. Astron. Soc. Pacific 106, 209 (1994).
8. D. V. Denisenko, A. J. Drake, S. G. Djorgovski, et al., Astronomy Letters 37, 858 (2011).
9. A. U. Landolt, Astron. J. 104,372(1992).
10. J. Lafler and T. D. Kinman, Astrophys. J. Suppl. 11, 216(1965).
Photometric Monitoring of Polar Candidates M. M. Gabdeev
We present photometric observations of two polar candidates, IPHAS J052832.69+283837.6 and 1RXS J073346.0+261933. Both objects reveal brightness variations related to the orbital period with an amplitude of about 1m, and about 0m5 on the long-term scale. The object IPHAS J052832.69+283837.6 also exhibits variations of color indices and light curve shape. Long-term observations allowed us to determine the orbital period of the first system and refine the orbital period of the second system, which proved to be Porb = 0d055592(4) and Porb = 0d 139095(2) respectively. The photometric data analysis proves that these systems are polars.
Keywords: novae, cataclysmic variables—stars: individual: IPHAS J052832.69+283837.6, 1RXS J073346.0+261933
