CC BY
17
УДК 524.338
Поведение Ультрафиолетового Спектра TV Col во Время и После Вспышечной Активности
©2018 М. Р. Санад1**, М. А. Абдель-Сабур1'2
1Национальный Исследовательский Институт Астрономии и Геофизики, Хелуан, Каир, Египет 2Университет короля Сауда, Эр-Рияд, Саудовская Аравия 11451 Поступила в редакцию 27 июля 2017 года; принята в печать 9 октября 2017 года
Мы исследовали промежуточный поляр TV Col во время и после его ноябрьской вспышки 1982 года, наблюдаемой в ультрафиолете с помощью космического телескопа International Ultraviolet Explorer. Представлены два спектра, свидетельствующие о вариации эмиссионных линий на разных временах. Мы оценили новое значение покраснения абсорбции на 2200 A E (B — V) = 0.12 ± 0.02 и вычислили потоки в эмиссионных линиях C IV и He II, которые возникают во внешнем аккреционном диске. Средняя ультрафиолетовая светимость излучающей области во время и после вспышки составляет примерно 4 х 1032 эргс-1 и 9 х 1030 эргс-1, а соответствующее среднее значение темпа аккреции вещества приблизительно равно 3 х 1015 эргс-1 (4.76 х 10-11 Mq год-1) и 5 х 1013 эргс-1 (7.93 х х 10-13 Mq год-1), а оценка средней температуры излучающей области во время и после вспышки составляет около 3.5 х 103 K и 2 х 103 K. Мы полагаем, что вспышка вызвана резким увеличением темпа аккреции вещества, что привело к вспышечной активности.
Ключевые слова: звезды: индивидуальные: TV Col
1. ВВЕДЕНИЕ
Катаклизмические переменные (КП) являются тесными взаимодействующими двойными системами, состоящими из холодной вторичной звезды, передающей вещество своему плотному, более горячему, вырожденному главному компоненту -белому карлику (БК). Передача вещества приводит к широкому диапазону наблюдаемой спектральной переменности, которая включает в себя катаклиз-мические события известные как вспышки, приводящие к увеличению яркости объектов на 2m— 10m. Ультрафиолетовый участок спектра важен, так как катаклизмические переменные излучают в основном в этом диапазоне длин волн. Ультрафиолетовая полоса также содержит много эмиссионных линий высокого и низкого возбуждения многих химических элементов, по которым можно отслеживать состояние плазмы внутри систем. Обзор ультрафиолетовых свойств КП можно посмотреть в работах [1—5].
В большинстве КП белый карлик аккрецирует вещество звезды главной последовательности, в виде аккреционного диска. Промежуточные поляры (ПП) - это тип КП, где аккреционный диск
*The text was submitted by the authors in English.
E-mail:
нарушен магнитным полем главной звезды (белого карлика). Падающее вещество формирует диск в областях, далеких от БК, но при приближении аккреционного потока к главной звезде оно следует магнитным силовым линиям. Лэмб и Пэттерсон [6] нашли, что у ПП поверхность диска находится очень близко от белого карлика; они также понижают силу магнитного поля до очень низких значений.
TV Col был обнаружен как жесткий рентгеновский объект 2A 0526-328 с помощью спутника ARIELV [7—10]. Рентгеновский источник был идентифицирован в оптическом диапазоне как первая катаклизмическая переменная, обнаруженная по своему рентгеновскому излучению. TV Col классифицирован как промежуточный поляр состоящий из магнитного белого карлика, аккрециру-ещего вещество карликовой звезды позднего типа.
Мотч [11] обнаружил, что оптическая яркость TV Col меняется с периодами 5.2 часа и 4 дня. Лучевые скорости определенные по эмиссионным линиям показывают вариацию в 5.5 часа [12]. Боннет-Бидод и др. [13] переанализировали данные Мот-ча [11] и нашли, что оптическая яркость модулируется 5.5-часовым спектроскопическим периодом, который доминирует в синей и ультрафиолетовой областях и предположительно является орбитальным. Четырёхдневный период является периодом
биений между 5.2-часовым периодом и спектроскопическим орбитальным.
Хеллиер и др. [14] обнаружили наличие повторяющегося затмения с периодом 5.5 часа в качестве подтверждения орбитального периода. Они открыли, что затмение - результат частичного покрытия аккреционного диска вторичной звездой, тогда как главная звезда не затмевается. Шрий-вер и др. [15, 16] обнаружили 32-минутный рентгеновский период. Этот период был идентифицирован с вращательным периодом главной звезды, магнитного белого карлика, что классифицирует TV Col как промежуточный поляр.
TV Col имеет короткие вспышки с амплитудой в 4m подобные карликовым новым, наблюдаемые в оптике и ультрафиолете космическим телескопом International Ultraviolet Explorer (IUE) [17—21]. Ультрафиолетовые наблюдения с помощью IUE показали, что TV Col излучает, в основном, в ультрафиолете, и имеет спектр, типичный для аккреционного диска и ультрафиолетовую переменность, ассоциированную с 5.5-часовым орбитальным периодом. Ультрафиолетовый спектр TV Col показывает сильно ионизованные резонансные линии с небольшим намеком на профиль типа P-Cygni у эмиссионной линии C IV. Непрерывный спектр согласуется со стабильным излучением оптически
толстого диска на длинах волн менее 2100 A и горячего пятна с температурой 9000 K в оптическом диапазоне [13, 22]. Сзкоди и Матео [19] обнаружили вспышку в 2m в ультрафиолетовых и оптических наблюдениях. Они предположили, что такое поведение связано с нестабильностью аккреционного диска.
Здесь самая важная наблюдательная особенность состоит в том, что ультрафиолетовые эмиссионные линии появляются во внешнем аккреционном диске, подогреваемом горячим компонентом и горячей внутренней областью диска в результате резкого возрастания темпа аккреции вещества. Спектр TV Col значительно варьируется после вспышечной активности в результате резкого возрастания темпа аккреции, что приводит к вспышкам и последующим вариациям плотности и температуры внешнего диска.
В данной работе, мы представляем данные наблюдений TV Col, полученные телескопом IUE. В разделе 2 описываются ультрафиолетовые наблюдения методы анализа данных. Метод определения покраснения описан в разделе 3. Результаты исследования и интерпретации внезапной вспы-шечной активности TV Col в течение нескольких часов в ноябре 1982 года представлены в разделе 4. Наконец, в разделе 5 приводится заключение.
2. СПЕКТРЫ И ОБРАБОТКА ДАННЫХ
2.1. Ультрафиолетовые спектры TV Col
Ультрафиолетовые спектры были получены из архивов INES (IUE Newly Extracted Spectra) http://ines.vilspa.esa.es. Мы изучили ультрафиолетовые спектры низкого разрешения, 6 A, в узком интервале длин волн (1150—
1950 A). Все ультрафиолетовые наблюдения выполнялись с помощью коротковолновой камерой с низкой дисперсией. Детальную информацию по данным низкого разрешения INES можно посмотреть в работах Родригеза-Паскаля и др. [23] и Гонзалеза и др. [24]. Данные были проанализированы с помощью программы MIDAS для обработки и анализа спектра. Для определения потоков в эмиссионных линиях, мы пользовались командой integrate/line в пакете MIDAS для определения уровня континуума и интегрирования потока спектральной линии выше континуума. Была использована эфемерида Хеллиера [18]:
HJD = 2448267.4895 + 0.22860034 х E.
В таблице 1 перечислены наблюдательные данные для TV Col с низким разрешением и большой апертурой. Спектры изучались в области 1150—1950 A для выбора подходящих данных для нашего исследования. Мы представляем ультрафиолетовые наблюдения IUE TV Col, покрывающие большинство орбитальных фаз. На Рисунках 1 и 2 показаны вариации потоков в линиях на разных временах. Эти эмиссионные линии образуются во внешнем аккреционном диске.
3. МЕТОД ОПРЕДЕЛЕНИЯ ПОКРАСНЕНИЯ
Наш метод определения покраснения TV Col зависит от абсорбции на 2200 AМы оценили покраснение с помощью наилучшего набора коротковолновых и длинноволновых спектров. Для оценки покраснения были выбраны следующие подходящие наблюдения: SWP18626—LWR09626, SWP18645—LWR14685, SWP18646-LWR14709, которые дают наилучший сглаживающий спектр, подходящий для нашей оценки значения покраснения. Мы сгруппировали измерения потоков в бины
по 15 A для SWP и 25 A для LWR. Подходящее значения для E (B — V) находится путем визуального определения графиков с наилучшей аппроксимацией для абсорбции на 2200 AОтклонение штриховой линии ниже или выше абсорбции
на 2200 A представляет неприемлемое значение покраснения E (B — V); мы выбираем наилучший фит по этой абсорбции. Наилучшее значение E (B — V) для TV Col составляет 0.12 ± 0.02, как показано на Рисунке 3. Используя деталь на
Таблица 1. Ультрафиолетовые наблюдения TV Col с помощью IUE
Идентификатор изображения Дисперсия Апертура JD Время экспозиции, сек Состояние вспышки Фаза
SWP18623 Низкая Большая 2445295.7986 2399.71 во время вспышки 0.50
SWP18624 Низкая Большая 2445295.8513 599.524 во время вспышки 0.27
SWP18625 Низкая Большая 2445295.8953 1199.58 во время вспышки 0.08
SWP18626 Низкая Большая 2445295.9377 899.761 во время вспышки 0.89
SWP18627 Низкая Большая 2445295.9841 971.311 во время вспышки 0.69
SWP18631 Низкая Большая 2445296.7176 1799.65 после вспышки 0.48
SWP18632 Низкая Большая 2445296.7652 1799.65 после вспышки 0.27
SWP18633 Низкая Большая 2445296.8099 1799.65 после вспышки 0.08
SWP18634 Низкая Большая 2445296.8542 1799.65 после вспышки 0.88
SWP18635 Низкая Большая 2445296.8982 1799.65 после вспышки 0.69
SWP18643 Низкая Большая 2445297.7086 2399.71 после вспышки 0.14
SWP18644 Низкая Большая 2445297.7652 2399.71 после вспышки 0.90
SWP18645 Низкая Большая 2445297.8197 2399.71 после вспышки 0.66
SWP18646 Низкая Большая 2445297.8745 2399.71 после вспышки 0.42
SWP18647 Низкая Большая 2445297.9295 2399.71 после вспышки 0.18
SWP18648 Низкая Большая 2445297.9824 2099.48 после вспышки 0.95
2200 A Матео и др. [25] определили покраснение для TV Col как E (B — V) = 0.05, а оценка Мучета и др. [22] составляет E (B — V) < 0.04. Разница между нашим значением покраснения и значений Матео и др. [25] и Мучета и др. [22] можно отнести к наилучшему выбору набора спектроскопических наблюдений.
4. РЕЗУЛЬТАТЫ И ОБСУЖДЕНИЕ
4.1. Спектральное поведение эмиссионных линий во время и после вспышечной активности
Эмиссии CIV и He II на 1550 A и 1640 A являются резонансной линией и рекомбинационной линией, в дополнение к эмиссии NV на 1240 A и эмиссии Si IV на 1400 A которые обсуждались Мучетом и др. [22] и Сзкоди и Матео [19]. На рисунках 4 и 5 показано поведение спектра в потоках эмиссионных линий C IV и He II в зависимости от орбитальной фазы. Потоки в эмиссионной линии CIV во время вспышечной активности больше потоков линии после вспышки на 1-3 величины, тогда как потоки в эмиссии He II во время вспышки больше потоков линии после вспышки на 1-2 величины, как показано на рисунках 4 и 5. В таблице 2 приведены оценки потоков в эмиссионных линиях
C IV и He II. Ошибки измерений потоков в линиях находятся в пределах 1, что было определено путем процедур описанных Ленцом и Эйресом [26].
Пользуясь интегральными потоками CIV 1550 A и He II 1640 A и средним значением расстояния 368 парсек, полученным по интерферометри-ческим наблюдениям точного датчика гидирования космического телескопа Хаббл МакАртуром и др. [27], мы нашли из следующей формулы:
Luv = 2nFd2 (1)
что средняя ультрафиолетовая светимость во время вспышечной активности составляет примерно 4 х 1032 эргс-1, а после вспышечной активности -примерно 9 х 1030 эргс-1.
Ультрафиолетовые светимости TV Col во время и после вспышки больше чем УФ светимости промежуточных поляров PQ Gem и V 405 Aur [28], в то время как они сравнимы с теми, что найдены для промежуточных поляров AO Psc и V 1223 Sgr [29] в из вспышечных и спокойных состояниях.
Для белого карлика с массой M ~ 0.96M®, значение радиуса, 5.78 х 108 см, вычисляется по
=< 2
1
1200 1300 1400 1500 1600 1700 1800 1900
Wavelength, A
Рис. 1. Спектр IUE TV Col во время вспышки в фазе 0.27.
0
ÜL 1
"1-1-1-1-1-1-1-1-1-Г"
N V
Si IV
-i—|—i—i—i—|—i—i—i—[-
C IV i
Nov 24, 1982 SWP18645
He II
I ■ ■ ■ I ■ ' ■ I ■
■ I ■
1ИГI. Т II, щ я , Ц I i „I I ,
_J_I_I_I_I_I_I_I_I_I_I_
1200
1300
1400
1500 1600 Wavelength, A
1700
1800
1900
Рис. 2. Спектр IUE TV Col после вспышки в фазе 0.66.
формуле:
Rwd = 0.78 х 109
'1.44M^ 2/3
Mwd
MWD 1.44М©
2/3
где Ма и Еа - масса и радиус аккрециующей звезды, Ьасс - аккреционная светимость, я С -гравитационная постоянная.
Мы нашли, что средний темп аккреции веще-(2)
ства составляет приблизительно 3 х 10 эргс 1
Темпы аккреции вещества определяются из (4_7б х ю-" М год"1) во время вспышечной уравнения 7 13 _1 ,
активности и около 5 х 10 эргс 1 (7.93 х
х 10-13 М& год-1) после нее.
м = Lacc Ra/GMa
(3)
3
2
0
2.0x10"' 1.5x10"' 1.0 x10"'
5.0x10" 0
2.0x10" 1.5 x10 "
1.0 x10 "
5.0x10"
x
з
тз 0
<ю
о 2.0x10" о
Э 1.5 x10"' 1.0 x10 " 5.0 x10" 0
2.0x10" 1.5x10"' 1.0 x10 "
5.0x10"
E(B-V) = 0.04
E(B-V) = 0.06
E(B-V) = 0.08
E(B-V) = 0.10
E(B-V) = 0.12
E(B-V) = 0.14
E(B-V) = 0.16
E(B-V) = 0.18
1500 2000 2500 3000 1500 2000 2500 3000 Wavelength, A
Рис. 3. Определение покраснения для TV Col. Пунктирная линия показывает аппроксимацию наблюдательных данных.
Темпы аккреции вещества для TV Col во время и после вспышечной активности больше темпов аккреции для промежуточных поляров PQ Gem и V405Aur [28] и сравнимы с темпами аккреции промежуточных поляров AOPsc, V 1223Sgr [29] во вспышечном и спокойном состоянии.
Мы определили температуру излучающей области пользуясь уравнением Стефана-Больцмана:
L = aAT4
(4)
где & tt 5.6704 х 10 5 - постоянная Стефана-Больцмана а A - площадь поверхности.
Таким образом, мощность излучаемая единичной площадкой внешнего диска пропорциональна четверной степени кельвиновской температуры. Мы нашли, что средняя температура во время вспышки составляет около 3.5 х 103 K, тогда как после вспышки она 2 х 103 K.
Вспышечная активность найденная по наблюдениям IUE может быт интерпретирована в рамках следующих физических представлений. TV Col подвергся резкому увеличению темпа аккреции массы с 1013 эрг с-1 в спокойном состоянии до 1015 эрг с-1 во время вспышки, как указывалось выше. Эта резкая смена темпа аккреции вызывает
0
Таблица 2. Потоки в линиях C IV и He II для TV Col (в единицах эрг см 2 с
Идентификатор изображения Состояние вспышки Фаза С IV 1550 А Hell 1640 Á
SWP18623 во время вспышки 0.50 2.89Е- 11 1.29Е- 11
SWP18624 во время вспышки 0.27 4.13Е- 11 2.35Е- 11
SWP18625 во время вспышки 0.08 2.36Е- 11 1.28Е- 11
SWP18626 во время вспышки 0.89 3.24Е- 11 1.13Е- 11
SWP18627 во время вспышки 0.69 3.73Е- 11 1.61 Е- 11
SWP18631 после вспышки 0.48 7.23Е- 12 1.12Е- 12
SWP18632 после вспышки 0.27 9.07Е- 12 2.19Е- 12
SWP18633 после вспышки 0.08 1.01 Е- 11 3.19Е- 12
SWP18634 после вспышки 0.88 1.11 Е- 11 1.91Е- 12
SWP18635 после вспышки 0.69 1.12Е- 11 2.42Е- 12
SWP18643 после вспышки 0.14 3.91 Е- 12 1.23Е- 12
SWP18644 после вспышки 0.90 5.97Е- 12 1.33Е- 12
SWP18645 после вспышки 0.66 8.66Е- 12 1.56Е- 12
SWP18646 после вспышки 0.42 8.36Е- 12 1.19Е- 12
SWP18647 после вспышки 0.18 4.49Е- 12 9.24Е- 13
SWP18648 после вспышки 0.95 4.59Е- 12 8.35Е- 13
5
4
3
О
х"
J3
LL
2
1
0
Рис. 4. Изменение потока в линии СIV во время и после вспышки с фазой; для каждой точки показаны ошибки 1а (поток показан в единицах эргсм-2 с-1 А-1).
0.4 0.6
Phase
3 —I-1-1-1-1-1-1-1-1-1-1-1-1-1-1-1-1-г-
He II 1640 A
□ during flare I д after flare
+ +
4 +
H
_l_I_I_L-
0.2
0.4 0.6
Rhase
0.8
Рис. 5. Изменение потока в линии Не II во время и после вспышки с фазой; для каждой точки показаны ошибки 1а (поток показан в единицах эрг см-2 с-1 А-1).
увеличенную активность и подогрев поверхности главной звезды (белого карлика), а следовательно, также нагреваются внутренние и внешние части диска, с последующим существенным увеличением потока в эмиссионных линиях с 4.49 х х 10-12 эргсм-2 с-1 до 4.13 х 10-11 эргсм-2 с-1. Это означает, что и плотность и температура во время вспышечной активности увеличены, что приводит к вариациям значений потоков в линиях.
5. ЗАКЛЮЧЕНИЕ
Мы проанализировали и интерпретировали спектральное поведение промежуточного поляря TV Col, наблюдаемого IUE с низким разрешением в ноябре 1982. Наша главная цель была в диагностике излучающей области на предмет потоков в линиях и некоторых физических параметров во время и после вспышечной активности.
Наши основные результаты и выводы следующие:
1. Резкое увеличение темпа аккреции массы привело к вспышечной активности, длящейся несколько часов в ноябре 1982.
2. Получено новое значение покраснения по абсорбции на 2200 A.
3. Переменность потока в линиях во время вспы-шечной активности вызвана вариациями плотности и температуры во внешнем диске.
СПИСОК ЛИТЕРАТУРЫ
1. J. E. Pringle and F. Verbunt, ESA Special Publ. 218, 377(1984).
2. P. Szkody, ESA Special Publ. 236, 39 (1985).
3. F. A. Cordova and I. D. Howarth, Astrophys. Space Sci. Library 129, 395(1987).
4. B. T. Gansicke, D. de Martino, T. R. Marsh, et al., Astrophys. and Space Sci. 306, 177 (2006).
5. D. de Martino and B. T. Ga nsicke, Astrophys. and Space Sci. 320, 135(2009).
6. D. Q. Lamb and J. Patterson, Astrophys. Space Sci. Library 101,229(1983).
7. B. A. Cooke, M. J. Ricketts, T. Maccacaro, et al., Monthly Notices Royal Astron. Soc. 182, 489 (1978).
8. D. A. Schwartz, G. Fabbiano, R. E. Griffiths, et al., Astron. J. 84, 1560(1979).
9. P. Charles, J. Thorstensen, S. Bowyer, and J. Middleditch, Astrophys. J. Lett. 231, L131 (1979).
10. D. J. Watts, J. G. Greenhill, P. W. Hill, and R. M. Thomas, Monthly Notices Royal Astron. Soc. 200, 1039(1982).
11. C. Motch, Astron. and Astrophys. 100,277(1981).
12. J. B. Hutchings, D. Crampton, A. P. Cowley, et al., Astrophys. J. 249,680(1981).
13. J. M. Bonnet-Bidaud, K. Beuermann, P. A. Charles, et al., ESA Special Publ. 236, 155 (1985).
14. C. Hellier, K. O. Mason, and J. P. D. Mittaz, Monthly Notices Royal Astron. Soc. 248, 5P (1991).
15. J. Schrijver, A. C. Brinkman, H. van der Woerd, et al., Space Sci. Rev. 40, 121 (1985).
16. J. Schrijver, A. C. Brinkman, and H. van der Woerd, Astrophys. and Space Sci. 130,261 (1987).
2
0
17. C. Hellier and D. A. H. Buckley, Monthly Notices Royal Astron. Soc. 265,766(1993).
18. C. Hellier, Monthly Notices Royal Astron. Soc. 264, 132(1993).
19. P. Szkody and M. Mateo, Astrophys. J. 280, 729 (1984).
20. H. E. Schwarz, S. van Amerongen, M. H. M. Heemskerk, and J. van Paradijs, Astron. and Astrophys. 202, L16(1988).
21. H. E. Schwarz and M. H. M. Heemskerk, IAU Circ., №4508(1987).
22. M. Mouchet, S. A. Ilovaisky, C. Chevalier, and J. M. Bonnet-Bidaud, Astron. and Astrophys. 102,31 (1981).
23. P. M. Rodriguez-Pascual, R. Gonzalez-Riestra, N. Schartel, and W. Wamsteker, Astron. and Astrophys. Suppl. 139, 183(1999).
24. R. Gonzalez-Riestra, A. Cassatella, and W. Wamsteker, Astron. and Astrophys. 373, 730 (2001).
25. M. Mateo, P. Szkody, and J. Hutchings, Astrophys. J. 292, 763(1985).
26. D. D. Lenz and T. R. Ayres, Publ. Astron. Soc. Pacific 104, 1104(1992).
27. B. E. McArthur, G. F. Benedict, J. Lee, et al., Astrophys. J. 560,907(2001).
28. M. R. Sanad, Astrophys. J. 812, 97 (2015).
29. M. R. Sanad, Astrophys. and Space Sci. 356, 43 (2015).
Ultraviolet Spectral Behavior of TV Col During and After Flaring Activity
M. R. Sanad and M. A. Abdel-Sabour
We studied the intermediate polar TV Col during and after its flare in November 1982 observed in the ultraviolet range with the International Ultraviolet Explorer. Two spectra revealing the variations of emission lines at different times are presented. We have estimated a new value of the reddening from the 2200 A absorption feature, E (B - V) = 0.12 ± 0.02, and calculated the line fluxes of C IV and He II emission lines produced in the outer accretion disk. The average ultraviolet luminosity of emitting region during and after the flare is approximately 4 x 1032 ergs-1 and 9 x 1030 ergs-1, the corresponding average mass accretion rate is nearly 3 x 1015 ergs-1 (4.76 x 10-11 Mqyr-1) and 5 x 1013 ergs-1 (7.93 x 10-13 Mq yr-1), and the average temperature of the emitting region during and after flare is estimated to be of about 3.5 x 103 K and 2 x 103 K. We attribute this flare to a sudden increase in the mass accretion rate leading to the outburst activity.
Keywords: stars: individual: TV Col
