CC BY
28
АСТРОФИЗИЧЕСКИЙ БЮЛЛЕТЕНЬ, 2016, том 71, № 1, с. 101-107
УДК 524.338:520.82/85; 524.387:520.82/85
ФОТОПОЛЯРИМЕТРИЧЕСКИЕ НАБЛЮДЕНИЯ ВЫБОРКИ
КАНДИДАТОВ В ПОЛЯРЫ
©2016 Н. В. Борисов, М. М. Габдеев*, В. Л. Афанасьев
Специальная астрофизическая обсерватория РАН, Нижний Архыз, 369167 Россия Поступила в редакцию 20 октября 2015 года; принята в печать 8 декабря 2015 года
Представлены первые поляриметрические наблюдения пяти катаклизмических переменных: MT Dra, 1RXS J184542.4+483134, CRTS CSS081231 J071126+440405, IPHAS J052832.69+283837.6 и CRTS CSS130604 J215427+155714. Наблюдения в полосе V показали, что все объекты обладают значительной круговой поляризацией. У всех, кроме последнего, меняется знак поляризации в течение орбитального периода. Объект 1RXS J184542.4+483134 наблюдался в двух состояниях блеска в 2011 и в 2012 гг. Ослабление блеска системы сопровождалось увеличением амплитуды изменения круговой поляризации.
Ключевые слова: новые, катаклизмические переменные — двойные: тесные
1. ВВЕДЕНИЕ
Звезды типа AM Her, или поляры, — это системы, состоящие из сильно замагниченного белого карлика (главный компонент) и красного карлика К—М-класса, который заполняет свою полость Роша (вторичный компонент). Особые свойства поляров связаны с сильным магнитным полем белого карлика. Оно направляет аккрецирующее вещество по магнитным силовым линиям на магнитные полюса белого карлика. Поляры обладают сильной орбитальной и долговременной фотометрической переменностью в оптическом диапазоне [1, 2]. Спектры поляров типичны для катаклизмических переменных. Они содержат сильные эмиссионные линии водорода, нейтрального и ионизованного гелия и линии более тяжелых элементов. Характерной спектральной особенностью является линия He II А4686 A [3], сравнимая или превышающая по интенсивности линию H^. Несмотря на большое количество отличительных наблюдательных особенностей поля-ров, описанных в работах [4—6], основным критерием их классификации остается обнаружение значительной поляризации оптического излучения. Первые поляриметрические наблюдения поляра AMHer были выполнены Тапиа в 1977 г. [7]. Он обнаружил линейную и круговую поляризацию в полосах V и I. Линейная поляризация в максимуме достигала 6.8%, круговая поляризация варьировалась от 4% до —9.5%. К 1990 г. именно по поляриметрическим наблюдениям было открыто четырна-
E-mail: [email protected]
дцать объектов данного типа (работа [4] и ссылки в ней). Наиболее полный на сегодняшний день каталог катаклизмических переменных, в том числе магнитных, Риттера и Колба [8] содержит сведения о 136 объектах, классифицированных изучавшими их исследователями как поляры. Однако далеко не во всех работах проводились поляриметрические наблюдения.
Принимая во внимание вышеописанные фотометрические и спектральные особенности, мы отобрали пять систем кандидатов в поляры: MT Dra, 1RXS J184542.4+483134, CRTS CSS081231 J071126+440405, IPHAS J052832.69+283837.6, CRTS CSS130604 J215427+155714. Цель настоящей работы — проведение первых поляриметрических наблюдений данной выборки объектов и подтверждение их классификации как поляров. В разделе 1 описываются проведенные наблюдения, последующие разделы посвящены каждому объекту в отдельности. В Заключении подведены итоги работы.
2. НАБЛЮДЕНИЯ И ОБРАБОТКА
Поляриметрические наблюдения в полосе V проводились на 6-м телескопе (БТА) САО РАН с применением редуктора светосилы SCORPIO-2 [9] и матрицы EEV 42-90 (4600 х 2048). В качестве анализатора поляризации использовалась призма Волластона (WOLL-1 [10]) и поворотная фазовая пластинка А/4. Для определения параметра Стокса V необходимо получить два изображения с углами поворота пластинки 0° и 90°. Интенсивность рассчитывается суммированием отсчетов
Таблица 1. Журнал наблюдений
Object name Date HJD 2400000 + Exposure, Seeing, Phase
s x num arcsec coverage
MTDra May 27,2011 55709.4541-.5090 120 x 34 1.5 0.62-1.21
1RXSJ 184542.4+483134 Aug 28, 2011 55802.3408—.3716 30 x 60 1.1 0.94-1.49
Apr23, 2012 56041.4774—.5493 120 x 44 2.0 0.92-1.86
CRTS CSS081231 J071126+440405 Apr23, 2012 56041.3137—.3884 60 x 78 2.5 0.84-1.76
IPHAS J052832.69+283837.6 Nov 15,2012 56247.4285-.4915 10 x 226 1.0 0.5-1.5
CRTS СS S130604 J215427+155714 Nov21, 2014 56983.1221-.2182 120 x 66 1.0 0.54-1.96
в обыкновенных и необыкновенных лучах по каждому изображению. Схему поляризационных измерений, примеры и формулы для обработки данных можно найти в статье [10]. Методика поляриметрических наблюдений в режиме прямых снимков описана в работе [11].
В ряде случаев наблюдения в поляриметрической моде выполнялись как программа-дубль, и не для всех объектов удалось провести их в течение всего орбитального периода. В таблице 1 приведен журнал наблюдений, а также интервалы фаз, определенные для каждого кандидата по опубликованным или полученным авторами в ходе обработки фотометрических данных эфемеридам и периодам, представленным в разделе 3. Юлианские даты и значения фаз рассчитывались на середину экспозиции. В качестве звезды сравнения и стандарта нулевой круговой поляризации выбиралась звезда поля в предположении, что ее излучение с большой вероятностью не поляризовано и нет переменности блеска. Координаты, звездные величины, если таковые были известны из предыдущих работ или определены авторами данной работы, ошибки фотометрических и поляриметрических измерений звезд сравнения даны в таблице 2. Ошибки определения звездной величины и степени поляризации при 30-секундной экспозиции и хорошей прозрачности показаны на рис. 1. На последующих графиках колебания блеска и круговой поляризации звезд сравнения представлены незаполненными кружками. Изменения блеска исследуемых объектов выражены в относительных звездных величинах.
3. АНАЛИЗ НАБЛЮДАТЕЛЬНЫХ ДАННЫХ 3.1. MTDгa
Впервые этот объект исследовали Шварц и др. [12] в рентгеновском и оптическом диапазонах. Ими было показано, что объект имеет несколько
состояний блеска. Аккреция в высоком состоянии происходит на оба магнитных полюса белого карлика. Фотометрическое исследование системы было выполнено Зубаревой и др. [13]. В ходе долговременных наблюдений авторы обнаружили высокие, К ~ 17т, и низкие, К ~ 18т, состояния блеска системы, которые объясняются изменением
темпа аккреции. Наблюдался переход объекта в
низкое состояние блеска в течение одной ночи. За 17 лет изменения орбитального периода MT Эта не
0.06 0.04
го га Е
^0.02 е
0.00
4
3
SS 2
о
14 15 16 17 18 19
V, mag
Рис. 1. Ошибки определения звездной величины (вверху) и степени поляризации (внизу) на БТА при использовании прибора SCORPIO-2 в моде прямых поляриметрических изображений при 30-секундной экспозиции и хорошей прозрачности.
зафиксированы. Представленная в [13] эфемерида:
HJD = 2454676d446 (±0.001)
+0d0893869 (±0.0000001) E,
где нулевая фаза соответствует минимуму блеска.
Поляриметрические наблюдения MT Dra были проведены нами на БТА 27 мая 2011 г. в качестве дублирующей программы. Результаты показаны на рис. 2. Небольшая амплитуда переменности порядка 0 m75 кривой блеска и плавный подъем на фазах р = 0.6—0.9 говорят о том, что объект находился в высоком состоянии [13]. Круговая поляризация Pv изменяется в диапазоне от —6 до +12%. Она растет с увеличением блеска и достигает максимума вблизи фазы р = 0.9. Во время плато, р = 0.95—1.2, круговая поляризация меняет знак несколько раз, достигая значения —6% в фазе р = 1.15. Изменение знака круговой поляризации указывает на аккрецию на оба полюса белого карлика, подтверждая вывод, сделанный в работе [12].
3.2. 1RXS J184542.4+483134
В 2011 г. Денисенко и Соколовский [14], используя оригинальный метод поиска кандидатов в катаклизмические переменные по опубликованным данным, обнаружили переменность данного объекта. RXS 184542 был исследован в рентгеновском, ультрафиолетовом и видимом диапазонах Павленко и др. [15]. Они зарегистрировали сильную орбитальную переменность блеска в видимом и ультрафиолетовом диапазонах и долговременную переменность в рентгеновском. Орбитальный период оказался коротким, Po = 0d05490(8) (порядка 78 мин). Было обнаружено кратковременное затмение глубиной более двух звездных величин.
Таблица 2. Информация о звездах сравнения
т—1-1-'-1-1-1-•-1-1-1-'-1-
- о ОООоооОоООООООООООООООООООООООоОо•
Object Comparison star parameters
name a, <5, V, Op hot, Opob
hh:mm:ss dd:mm:ss mag mag %
MTDra 18:47:03 +55:39:03 - 0.009 0.14
RXS 184542 18:45:40 +48:31:47 - 0.003 0.09
18:45:40 +48:31:47 - 0.017 0.51
CSS081231 07:11:22.8 +44:04:14 16.57 0.01 0.59
IPHAS 0528 05:28:29 +28:38:32 14.49 0.005 0.20
CSS 130604 21:54:32 +15:58:01 17.90 0.033 1.14
<
2 -
3 15
= 10 о
■я
га
R о
га
¡-5 о -10
I ' I ' I ' I ' I ' I ' I
О 0000000°°0000000
_|_I_I_I_|_
_|_I_I_I_|_
0.6 0.7 0.8 0.9 1.0 1.1 1.2 Phase
Рис. 2. Орбитальные кривые блеска (вверху) и круговой поляризации (внизу) объекта MTDra (заполненные кружки). Незаполненные кружки — звезда сравнения.
На основе этих наблюдений система была классифицирована как поляр.
Мы провели фотополяриметрические наблюдения для подтверждения магнитной природы данного объекта. Первые наблюдения в 2011 г. были оценочными и не покрыли полный орбитальный период. Это удалось сделать в 2012 г. Результаты показаны на рис. 3. В 2011 г. объект находился в более высоком состоянии блеска, амплитуда кривой блеска составляла порядка 2т, глубина затмения — около 1т25. Круговая поляризация отрицательна, до —7% в момент максимума блеска р = 0.95—1.1 с изменением знака в момент минимума р = 0. С падением блеска круговая поляризация меняла знак и достигала значения 15% в фазе р = 1.4. В 2012 г. в более низком состоянии амплитуда изменений блеска системы возросла примерно до 2 т5. Наблюдалось значительное изменение степени круговой поляризации: от —10% до 33%, что указывает на увеличение вклада циклотронного излучения. Из-за скважности наблюдений не удалось определить полную глубину затмения и зафиксировать изменение знака круговой поляризации в фазе р = 0.
3.3. CRTS CSS081231J071126+440405
Этот кандидат в поляры был обнаружен Ма-ехара [16] в обзоре неба Catalina Sky Survey
-1.0 -0.5 0.0
го ЕЕ 0.5
1.0
1.5 15
йй
с Ю о
^ 5
N ° ■с СО
0 О
Q.
1 -5 У
о -ю
г-
соззхсоздхозх^ -
I | I ■ I ■ I ■ I ■ I ' I
DOOOOOOOOJ 8060ОО0ООО0ООООО0О0О
0.9 1.0 1.1 1.2 1.3 1.4 1.5 Phase
0 1
го Ш
ЕЕ
5 2
-1-■-1-1-1-1-1-1-1-«-
ООООООООООООООООЛОООООООООООООООО-
3 -
ч-1-1-1-1-1-1-1-1-1-H
30 -
О 20 |-
(О N
Ъ 10
о а.
я О
з р
о -10
-0y000 00 0o000o0g00 .
Рис. 3. То же, что на рис. 2, для объекта ЩХБ Л84542.4+483134: в 2011 г. (слева) и в 2012 г. (справа).
(CSS1 [17], университет Аризоны, США). Последующие фотометрические наблюдения [18—20] показали, что объект обладает сильной орбитальной и долговременной переменностью. Были обнаружены три состояния блеска: низкое — Rc ~ 17m5, промежуточное — Rc ~ 16m0, и высокое — Rc ~ 15m0. Система имеет глубокое затмение до 4m и «дип» (от англ. dip) — понижение блеска системы, связанное с самозатмением аккреционной структуры [19]. Фаза, в которой появляется дип, и его глубина зависят от состояния блеска системы. Торн и др. [19] наблюдали дип в фазе р = 0.1, когда объект находился в низком состоянии. Катышева и Шугаров [20] наблюдали дип только в высоком и промежуточном состояниях в фазах р = 0.84 и р = 0.92. Орбитальный период системы Po = 0d081376(3) [19].
Полученные нами кривые блеска и круговой поляризации объекта показаны на рис. 4. Амплитуда кривой блеска составляет порядка 1 m. 5, глубина затмения — около 4m5. Из сравнения формы кривой блеска с кривыми в работе [20] следует, что на момент наших наблюдений объект находился в промежуточном состоянии блеска. Кривая круговой поляризации повторяет форму кривой блеска. Излучение поляризовано на фазах максимума блеска (р = 0.85—1.25) до 8%, в момент затмения знак поляризации меняется, и она достигает — 14%. Во время плато (р = 1.3—1.7) поляризация
1http://www.lpl.arizona.edu/css/
в среднем имеет отрицательный знак, степень поляризации излучения близка к нулю. Дип на кривой блеска не наблюдается.
3.4. IPHAS J052832.69+283837.6
Этот объект — один из одиннадцати кандидатов в катаклизмические переменные, отобранных Витамом и др. [21] по результатам обзора неба в линии Ha IPHAS,2 показавший высокое отношение интенсивности линии He II Л 4686 A к линии H@. Габдеев [22] провел многополосный фотометрический мониторинг системы в полосах B, V, Rc и анализ кривых блеска. IPHAS 0528 обладает характерными для поляров фотометрическими особенностями: орбитальной, порядка 1m, и долговременной переменностью блеска {Rc) = 15m5—16m 1, изменением формы и амплитуды кривой блеска и показателей цвета в зависимости от среднего уровня блеска системы. На кривых блеска в более высоком состоянии также был обнаружен дип глубиной около 0m 1 в фазе р = 0.8. Орбитальный период системы составляет примерно 80 мин. Эфемерида, определенная в работе [22]:
HJD = 2455951d 192 (±0.001)
+0d055592 (±0.000002) E,
2http://www.iphas.org
Т-1-1-'-1-1-1-'-1-1-г
-15 I—1--.-1-.-1-.-1-.-LJ
0.8 1.0 1.2 1.4 1.6 1.8
Phase
Рис. 4. То же, что на рис. 2, для объекта CRTS CSS081231 J071126+440405.
0.0 1 | 1 | 1 - УйвЗЭВВЙВЗЗВЙввЯЙЯСХ 1 1 1 1 1 1
0.2 . *
0.4 | 0.6 г » .V >4 • •
v,- 0.8
1.0 1.2 1.4 £ ; 1 1 1 1 1 1 1 1 1 1 1
3 _ 1 1 1 1 1 ч 1 1 1 1 1 1
sP о с о • • • •
га -3 N ° га а -6 си - ..■» v Vх ¿V •
jj -9
О ■ •
-12 . 1.1. I.I.I.
0.4 0.6 0.8 1.0 1.2 1.4 1.6 Phase
Рис. 5. То же, что на рис. 2, для объекта IPHAS J052832.69+283837.6.
где нулевая фаза соответствует моменту максимума блеска.
Объект 1РНА8 0528 яркий, поэтому удалось получить кривые блеска и круговой поляризации с высоким временным разрешением. Средняя звездная величина V ~ 15 ™3 указывает на то, что объект находится в высоком состоянии. Однако характеристики кривой блеска, представленной на рис. 5, соответствуют описанию более низкого состояния системы [22]: амплитуда блеска составляет порядка 1 ™2, отчетливо видны главный и вторичный максимумы. По-видимому, в полосе V амплитуда и форма кривой блеска сохраняются независимо от состояния блеска системы. Круговая поляризация большую часть периода отрицательна, достигает величины —10%, и лишь в фазах максимума (р = 0.9—0.1) меняет знак, степень поляризации при этом не превышает 3%. Интересные особенности в форме кривой круговой поляризации наблюдаются в фазе окончания максимума блеска р = 1.2, степень поляризации прекращает расти раньше, чем останавливается падение блеска. После вторичного максимума в фазе р = 0.6 средняя степень поляризации увеличивается на 2%. Сложно рассуждать, что происходит в системе и какова ее геометрия. Для детального анализа следует проводить сравнение наблюдательных данных с теоретическими моделями. Наилучшие результаты достигаются при использовании многополосной фотополяриметрии поляров с расчетом всех параметров Стокса [23].
3.5. CRTS CSS130604J215427+155714
Спектральные и фотометрические наблюдения этого объекта проведены Шкоди и др. [24] в рамках работы, посвященной поиску катаклизмических переменных из каталогов SDSS [25], CRTS [17] и vsnet alert.3 Амплитуда переменности блеска объекта CSS130604 составила 1™ 5. Спектр объекта содержал сильную линию ионизованного гелия He II А 4686 A, измеренная по ней полуамплитуда изменения лучевых скоростей достигала 300 км с-1. Орбитальный период составил 96.9 мин.
Эфемерида, полученная нами по собственным фотометрическим наблюдениям, которые будут описаны в другой работе:
HJD = 2456987d2578 (±0.0001) +0d055592 (±0.000002) E,
где нулевая фаза соответствует моменту минимума блеска.
Фотометрическая переменность, сильная линия He II А 4686 A и высокая амплитуда изменения лучевых скоростей свидетельствуют о магнитной природе объекта. Для окончательной классификации системы мы провели фотополяриметрические наблюдения. Результаты представлены на рис. 6.
3http://ooruri.kusastro.kyoto-u.ac.jp/pipermail/
/vsnet-alert/
-1.2 -0.8
<
0.0 0.4
га з о
Ö -20
Рис. 6. То же, что на рис. 2, для объекта
CRTS CSS130604 J215427+155714.
Амплитуда кривой блеска в полосе V равна примерно 1™5. Форма кривой блеска квазисинусои-дальна, максимум блеска (р = 1.2—1.6) в два раза продолжительнее минимума (р = 0.9—1.1). Увеличение блеска до максимума происходит в два раза быстрее его падения. Круговая поляризация весь период имеет отрицательный знак. Наблюдаются два минимума, в фазах р = 0.65 и р = 1.15. Первый минимум приходится на время ослабления блеска, второй — на время его подъема. Максимальная степень поляризации —22% была зафиксирована во время второго минимума. В момент минимума блеска степень поляризации приближается к нулю, в максимуме она близка к —10%.
4. ЗАКЛЮЧЕНИЕ
На БТА с прибором SCORPIO-2 реализована возможность наблюдать излучение слабых объектов V ~ 19m в режиме поляриметрии. Проведено первое фотополяриметрическое исследование пяти кандидатов в поляры: MT Dra, 1RXS J184542.4+483134, CRTS CSS081231 J071126+440405, IPHAS J052832.69+283837.6, CRTS CSS130604 J215427+155714. Для всех объектов обнаружена значительная поляризация излучения в полосе V, что однозначно классифицирует эти системы как поляры. Знак поляризации изменяется в течение орбитального периода у четырех из пяти объектов, что говорит об активности обоих магнитных полюсов белого карлика. Формы кривых блеска и круговой поляризации различны у всех кандидатов, указывая на различие физических
и геометрических параметров исследованных систем. Наилучшее определение параметров области формирования поляризованного излучения возможно при одновременном моделировании кривых блеска и поляризации, и желательно использовать многополосные фотополяриметрические наблюдения.
БЛАГОДАРНОСТИ
Наблюдения на БТА проводятся при финансовой поддержке Министерства образования и науки Российской Федерации (соглашение №14.619.21.0004, идентификатор проекта RFMEFI61914X0004). Работа выполнена при финансовой поддержке Российского научного фонда (РНФ 14-50-00043).
СПИСОК ЛИТЕРАТУРЫ
1. B. Kalomeni, Monthly Notices Royal Astron. Soc. 422, 1601 (2012).
2. Z. Dai, S. Qian, and L. Li, Astrophys. J. 774, 153 (2013).
3. J. Patterson, Publ. Astron. Soc. Pacific 106, 209 (1994).
4. N. F. Vojkhanskaya, Астрофиз. исслед. (Известия САО) 30, 1 (1990).
5. M. Cropper, Space Sci. Rev. 54, 195(1990).
6. B. Warner, Cataclysmic Variable Stars (Cambridge University Press, Cambridge, 1995).
7. S.Tapia, Astrophys. J. 212, 125(1977).
8. H. Ritter and U. Kolb, Astron. and Astrophys. 404, 301 (2003).
9. V. L. Afanasiev and A. V. Moiseev, Baltic Astronomy 20, 363,(2011).
10. V. L. Afanasiev and V. R. Amirkhanyan, Astrophysical Bulletin 67,438(2012).
11. V. L. Afanasiev, N. V. Borisov, and M. M. Gabdeev, Astrophysical Bulletin 70, 328 (2015).
12. R. Schwarz, J. Greiner, G. H. Tovmassian, et al., Astron. and Astrophys. 392, 505 (2002).
13. A. M. Zubareva, E. P. Pavlenko, M. V. Andreev, et al., Astronomy Reports 55, 224 (2011).
14. D. V. Denisenko and K. V. Sokolovsky, Astronomy Letters 37,91 (2011).
15. E. Pavlenko, K. Sokolovsky, A. Baklanov, et al., Astron. Telegram, No. 3436 (2011).
16. H. Maehara, vsnet-alert/10867 (2009).
17. A. J. Drake, S. G. Djorgovski, A. Mahabal, et al., Astrophys. J. 696, 870 (2009).
18. M. Templeton, A. Oksanen, D. Boyd, et al., Central Bureau Electronic Telegrams, No. 1652 (2009).
19. K. Thorne, P. Garnavich, and K. Mohrig, Inform. Bull. Var. Stars, No. 5923 (2010).
20. N. Katysheva and S. Shugarov, Memorie della Societa Astronomica Italiana 83, 670 (2012).
21. A. R. Witham, C. Knigge, A. Aungwerojwit, et al., Monthly Notices Royal Astron. Soc. 382, 1158 (2007).
—1—1—1—'—1—1—1—1—1—'—1—1— - • • • • •• •• - • . ' . •• 1—1—1—
О -• о -л
. °° О • oo о 000°0 °oo °.a°° 0° 000 о .**• OO . • • • • ...... 0 Q О О -• • •
_
• ............ 1 . 1
0.6 0.8 1.0 1.2 1.4 1.6 1.8 2.0
Phase
22. M. M. Gabdeev, Astrophysical Bulletin 70, 460 (2015).
23. J. E. R. Costa and C. V. Rodrigues, Monthly Notices Royal Astron. Soc. 398, 240 (2009).
24. P. Szkody, M. E. Everett, S. B. Howell, et al., Astron. J. 148, 63 (2Qi4).
25. D. G. York, J. Adelman, J. E. Jr. Anderson, et al., Astron. J. 12С, i579 (2QQQ).
Photopolarimetric Observations of the Sample of Polar Candidates
N. V. Borisov, M. M. Gabdeev, and V. L. Afanasiev
We presented the first polarimetric observations of five cataclysmic variables: MTDra, 1RXS J184542.4+483134, CRTS CSS081231 J071126+440405, IPHAS J052832.69+283837.6, and CRTS CSS130604 J215427+155714. Observations in the V band have shown that all the objects are highly circularly polarized. All the objects except the last one change the polarization sign during the orbital period. The object 1RXS J184542.4+483134 was observed in two brightness states in 2011 and 2012. The brightness decrease of the system was accompanied by the increase of the amplitude of circular polarization variation.
Keywords: novae, cataclysmic variables—binaries: close
