CC BY
36
УДК 524.338:520.84
WD 1437-008 — КАТАКЛИЗМИЧЕСКАЯ ПЕРЕМЕННАЯ?
©2011 В. В. Шиманский1, Д. Н. Нуртдинова1, Н. В. Борисов2, О. И. Спиридонова2
'Казанский (Приволжский) федеральный университет, Казань, Россия 2Специальная астрофизическая обсерватория, Нижний Архыз, 369167 Россия Поступила в редакцию 4 мая 2011 г.; принята в печать 3 августа 2011 г.
Выполнены комплексные наблюдения кандидата в тесные двойные системы ШЭ 1437-008. Показано, что форма и амплитуда наблюдаемых изменений блеска не соответствуют гипотезе о действии эффектов отражения, а фотометрический период системы Ррьы = 0/2775 не совпадает со спектральным Рф = 0/272060. В результате ШЭ 1437-008 предварительно классифицирована как катаклизмиче-ская переменная с малым углом наклона орбиты.
Ключевые слова: звезды — переменные и пекулярные
1. ВВЕДЕНИЕ
Выполненные на рубеже столетия работы по созданию, наполнению и анализу Слоановско-го цифрового обзора неба (Sloan Digital Sky Survey — SDSS) обеспечили существенный прогресс в развитии целого ряда направлений современной астрофизики и, в частности, астрофизики тесных двойных систем (ТДС) на поздних стадиях эволюции. В процессе этих работ накоплены фотометрические и спектроскопические данные о миллионах объектов до 20m, значительная доля которых принадлежит двойным звездам. Их предварительный анализ [1] позволил к настоящему времени обнаружить 636 пар, состоящих из звезд главной последовательности (ГП) поздних спектральных классов и остывающих белых карликов или горячих субкарликов. Отметим, что в наиболее полном каталоге Риттера и Колба за 2003 г. [2] значилось только 794 ТДС всех классов. Таким образом, использование материалов, накопленных в SDSS, позволяет заметно количественно, а в ряде случаев и качественно, расширить объем информации о системах разных типов: Новых, повторных и карликовых Новых, новоподобных, предкатаклизмических переменных, двойных вырожденных объектах и т.д.
В рамках проводимых нами исследований тесных двойных систем рассмотрены характеристики ряда их подклассов [3], содержащих крайне ограниченное число членов, не обеспечивающее статистическую достоверность результатов. В этих условиях пополнение этих подклассов выполняется путем изучения кандидатов в ТДС из каталогов RXTE, HQS, SDSS и ряда других. Описываемая в статье система WD 1437-008 (SDSS J143947.63-010606.8) являлась одним из таких кандидатов и
исследована нами вместе с рядом предкатаклиз-мических переменных промежуточного возраста. Первоначально этот объект был открыт как белый карлик в работе Берга и др. [4], но при анализе данных обзора SDSS [5] переклассифицирован в спектроскопическую двойную систему, содержащую звезду класса M. Спектры WD 1437-008, опубликованные Сильвестри и др. [6], показывают композиционный характер с тонкими эмиссионными линиями HI и HeI на фоне стандартного спектра белого карлика. В наиболее полном на данный момент обзоре объектов SDSS [1] указано, что спектры могут быть описаны суммой излучений белого карлика с Teff = 65000 K, logg = 7.5 и холодного гиганта с Teff = 3600 K, log g = 3.0. Отметим, что представленный набор параметров предполагает существенно большее (в 2.2 раза) расстояние до белого карлика по сравнению с M-звездой. В целом наблюдаемые характеристики WD 1437-008 указывали на ее вероятную принадлежность к ТДС класса предкатаклизмических переменных, что обусловило начало ее детальных исследований.
2. НАБЛЮДЕНИЯ
2.1. Спектроскопия
Набор спектров умеренного разрешения WD 1437-008 получен в 2007—2009 гг. с помощью редуктора светосилы SCORPIO [7] первичного фокуса телескопа БТА САО РАН в режиме спектроскопии с длинной щелью. При наблюдениях использованы гризма VPHG1200g (1200 штрихов/мм) и приемник излучения EEV CCD 42 — 40 (2048 х 2048 пиксела размером 13.5 х 13.5 мкм). Спектральное разрешение составило АЛ = 5.0 A в
диапазоне Л = 3950—5700 A. Сведения о наблюдениях, выполненных в течение 9 ночей с получением 23 спектрограмм в 9 блоках, приведены в Таблице.
Подавляющая часть наблюдений проведена при отличных астроклиматических условиях с размером изображений звезд менее 1.5". Данные
в ночь 21/22 июля 2007 г., полученные в удовлетворительных условиях с наличием дымки и легкой облачности, признаны непригодными для дальнейшего анализа. Выбор равной продолжительности экспозиций в 300 секунд обусловил отношение сигнал/шум в индивидуальных спектрограммах порядка S/N = 35 в интервале длин
волн Л = 4200—5200 A. Для повышения этого отношения мы провели попарное сложение спектрограмм внутри всех наблюдательных блоков.
С целью последующего проведения калибровок длин волн и потоков излучения одновременно
со спектрами WD 1437-008 получены спектры
стандарта HZ 44 и Ar—Ne—He-лампы.
Первичная обработка результатов наблюдений выполнена по стандартной методике программами редукции астрономических данных в среде IDL. В дальнейшем все спектры WD 1437-008 отнор-мированы единым образом с применением графического пакета цифровой информации Origin 6.1. При нормировке в качестве локального континуума принимались участки спектра шириной не менее
АЛ w 10 A, заведомо свободные от всех линий, в том числе от широких крыльев линий бальмеров-ской серии. Выбор данных участков выполнялся путем сравнения спектров исследуемой системы с аналогичными спектрами ряда предкатаклиз-мических переменных разных типов (LM Com, SDSS 172406 и RE 2013+400).
2.2. Фотометрия
Фотометрические наблюдения WD 1437-008 проводились одновременно в полосах B, V и Rc (далее R) в ночи 20/21, 21/22 и 24/25 марта 2009 г. на 1-м телескопе Цейсс-1000 САО рАн с использованием штатного фотометра, оснащенного ПЗС-системой (или приемником излучения) EEV CCD 42 — 40 и широкополосными фильтрами, реализующими фотометрическую систему
Коузинса. Наблюдения 20/21 марта выполнены в удовлетворительных астроклиматических условиях и с учетом ограниченности наблюдательного ряда использованы только при определении фотометрического периода. В остальные ночи данные получены при хороших условиях с размером
звездных изображений около 2.0//. В результате нами накоплено 182 пригодных для изучения ПЗС-изображения WD 1437-008 (60, 61 и 61 в полосах B, V и R соответственно) с продолжительностью
экспозиций по 60 секунд в полосах R и V и 120 секунд в полосе B.
Результаты фотометрических наблюдений обработаны с помощью пакета MAXIM DL. В качестве звезд сравнения выбраны 2 объекта близкой яркости и цвета, попадающие на ПЗС— изображения. Анализ вариаций блеска 4 звезд поля показал, что ошибки дифференциальной фотометрии WD 1437-008 не превышают Am w 0.m006 во всех полосах, что обусловлено удачным выбором звезд сравнения.
3. КРИВЫЕ БЛЕСКА WD 1437-008
Вариации блеска WD 1437-008 со временем показаны на Рис. 1(a). Во всех фотометрических полосах наблюдаются правильные изменения яркости объекта, в целом согласующиеся для обеих ночей. Наличие в данных первой ночи моментов максимума и минимума блеска позволяет оценить общую амплитуду его переменности на уровне Am в = 0.m052, AmV = 0.m043 и AmR = 0.m037. Для определения фотометрического периода WD 1437-008 мы проанализировали весь наблюдательный ряд как отдельно в каждой из полос B, V и R, так и их усредненные данные. Анализ проводился с помощью программы В. Горанского WINEFK с поиском возможных периодов в диапазоне Pphot = 0.d1—0.d6 с шагом APphot = 0.d0001. Вследствие ограниченности исследуемого ряда мы получили серию наиболее вероятных периодов (Pphot = 0 .d3380, 0.d3042,
0.d2775, 0.d2535, 0.d2346) с допустимой ошибкой каждой около а = 0.d0025. Отметим, что при использовании величины периода, большей 0.d30
или меньшей 0.d25, наблюдаемые кривые блеска имеют несимметричную и аномально искаженную
форму. Как будет показано ниже, при анализе кривых лучевых скоростей WD 1437-008 обнаружено единственное значение орбитального периода (Porb = 0.d272060), достаточно близкое к одной из полученных оценок. Поэтому мы считаем наиболее вероятным выражением эфемериды системы
HJD = 2454913.565(±0.002) + 0.2775(±0.0023) х E,
с возможной альтернативой
HJD = 2454913.565(±0.002) + 0.2535(±0.0023) х E.
Полученные с применением первой эфемериды кривые блеска WD 1437-008 в полосах B, V, R представлены на Рис. 1(b), а усредненная по этим полосам кривая — на Рис. 1(c). Очевидно, что светимость объекта изменяется синхронно во всем
оптическом диапазоне спектра по закону, близкому к синусоидальному. Однако при вычитании из наблюдательных данных их аппроксимации синусоидальной функцией (см. Рис. 1(с)) обнаруживается большая продолжительность фаз максимума блеска по сравнению с фазами минимума. Такая особенность не характерна для систем с проявлением эффектов отражения и не может быть объяснена в рамках их принятой в настоящее время модели, поскольку горячее пятно всегда охватывает менее половины поверхности облучаемой вторичной компоненты. Одновременно действие фотометрических эффектов отражения или несферичности холодной звезды в случае ШЭ 1437-008 должно ослабевать при переходе в синюю область спектра вследствие доминирования в ней излучения горячей компоненты. Однако полученные нами фотометрические данные противоречат данному предположению (см. выше). Таким образом, форма и амплитуда наблюдаемых кривых блеска ШЭ 1437-008 не подтверждает ее принадлежность к классу предката-клизмических переменных с проявлением эффектов отражения или несферичности.
4. СПЕКТРЫ ШЭ 1437-008
На Рис.2(а) представлена серия спектров ШЭ 1437-008, полученных в разные моменты времени, а на Рис. 2(Ь) — сравнение спектра с максимальной интенсивностью эмиссионных линий с аналогичными для ряда предкатаклиз-мических переменных. В исследуемом диапазоне
наблюдаются широкие (АЛ ^ 100А) и стабильные по времени линии поглощения бальмеровской серии водорода, характерные для излучения белых карликов. Сравнение их профилей в спектрах ШЭ 1437-008 и выбранных предкатаклизмиче-ских переменных показывает, что температура белого карлика должна быть существенно выше Тед = 48000 К (НЕ 2013+400) и примерно соответствовать Тед- = 75000К (БЭББ 131751). Данный вывод в целом согласуется с оценкой температуры (Тед- = 65000 К), представленной в работе [ 1 ]. Однако в этом случае в излучении белого карлика должна наблюдаться заметная линия Не11 Л4686А, не найденная нами в спектрах исследуемой системы. Эмиссионный спектр ШЭ 1437-008 представлен линиями бальмеров-ской серии водорода и небольшим числом линий нейтрального гелия Не1 ЛЛ4471,4921,5015 А. Интенсивность эмиссионных линий Н1 и Не1, как видно на Рис. 2(а), изменяется несинхронно друг с другом, что не характерно для проявления эффектов отражения. Полуширина этих линий составляет АЛ ^ 7 А и обусловлена, вероятно, их уширением аппаратной функцией спектрографа. Сравнение спектров четырех систем свидетельствует о необычном усилении в ШЭ 1437-008
эмиссионных линий HI по сравнению с линиями HeI. Интенсивность последних характерна для предкатаклизмических переменных с температурой главных компонент порядка Iff- = 35000 K (SDSS 172406). Интенсивность водородных линий указывает на более высокую температуру облучающей звезды (около Teff = 45000 K), но отношение эквивалентных ширин линий H^ и HY оказывается слишком большим для систем с эффектами отражения. Таким образом, наблюдаемые спектры WD 1437-008 частично соответствуют спектрам предкатаклизмических переменных, показывая при этом ряд значимых отличий.
Для измерения лучевых скоростей Vr обеих компонент системы мы применяли метод автоматической кросс-корреляции наблюдаемых спектров друг с другом. При определении значений Vr для главной компоненты анализировались доплеров-ские смещения абсорбционных крыльев линий He и HY, для вторичной компоненты — смещения
эмиссионных линий HeI ЛЛ4471,4921, 5015 A. В процессе анализа применялись варианты измерения лучевых скоростей как одновременно по всем избранным линия, так и раздельно по каждой из них с последующем отбраковкой некорректных значений.
Особенности конструкции и использования спектрографа SCORPIO обуславливают смещения спектров разных блоков по шкале длин волн, приводящие к появлению ошибок в лучевых скоростях до 50 км/с. Поэтому для анализа полученных лучевых скоростей компонент WD 1437-008 мы использовали не их индивидуальные значения, а разности, свободные от названных ошибок и представленные в Таблице. Поиск периода изменений Vr проводился в автоматическом режиме в диапазоне возможных значений Psp = 0.d2—1.d4 с шагом APsp = 0.d00001 и при максимальном уклонении лучевой скорости в AVr = 25 км/с на одно измерение. В результате нами найден набор из 10 периодов, из которых единственный (Psp = 0.d272060) имеет достаточно близкую величину (AP = 0.d0055) к одному из фотометрических периодов, полученных из анализа кривых
блеска (см. выше). Принимая за нулевую фазу момент достижения среднего значения скорости мы построили спектроскопическую эфемериду WD 1437-008.
HJD = 2454913.5700(±0.0001) +0.272060(±0.000003) х E.
Кривая лучевых скоростей для данной эфемериды и ее аппроксимация в рамках круговой орбиты представлена на Рис. 3, а значения фаз в моменты спектральных наблюдений в Таблице. и на
Ш0-2454000
0.0 0.5 1.0 1.5 2.0
Ф
Рис. 1. Кривые блеска ШЭ 1437-008 в полосах В, V и Е (а,Ь) и усредненная (с) в шкалах юлианских дат Н.7Б (а) и фаз ^ фотометрического периода (Ь, с).
Н „ „ |р
2.00 - ' Неї ^.4471А НеІА,4713А | Неї Я-5015А
1.75
1.50
1.25
1.00
0.75
X, А
Рис. 2. Спектры WD 1437-008 для разных фаз орбитального периода РогЬ = 0.^272060 ^) и сравнение спектра с максимальной интенсивностью эмиссионных линий с аналогичными спектрами ряда предкатаклизмических переменных (Ь).
Таблица. Журнал наблюдений WD 1437-008. Н1В — гелиоцентрическая юлианская дата, N — число спектрограмм, <р — фаза орбитального периода, V — разность лучевых скоростей.
Дата Н.ІВ N К Дата Н.ІВ N К
2454000+ км/с 2454000+ км/с
07.05.07 228.4164 2 0.105 2 30.04.08 587.4093 3 0.640 -111
11.05.07 232.3500 2 0.563 -107 08.08.08 691.2539 2 0.338 12
18.07.07 300.3091 2 0.358 33 17.03.09 908.3940 2 0.471 -75
20.07.07 302.3097 2 0.711 -147 17.03.09 908.4237 2 0.580 -79
21.07.07 303.2842 2 0.293 226 17.03.09 908.4486 1 0.672 -154
28.04.08 585.4133 2 0.304 44 17.03.09 908.4640 1 0.728 -182
Рис. 2(в). Амплитуда лучевых скоростей составила Кг = 98.6 ± 8.3 км/с. Для систем, содержащих белые карлики массой М ^ 0.4—0.6Мо с периодами, аналогичными WD 1437-008, сумма амплитуд скоростей компонент превышает 300 км/с. Поэтому полученное нами значение К1 + К2 возможно
только при условии малости угла наклона орбиты (і < 20°).
Вариации интенсивностей эмиссионных линий Ш и (см. Рис. 2^)) в целом синхронизованы с фазами наблюдений, что характерно для эффектов отражения. Однако спектры в фазах <р = 0.31 и <р = 0.71 имеют аномально высокую интенсивность всех эмиссий, не объяснимую возможными ошиб-
Ф
Рис. 3. Кривая лучевых скоростей ШЭ 1437-008 с аппроксимацией в рамках круговой орбиты.
ками наблюдений. Поэтому мы пришли к выводу, что или в ШЭ 1437-008 имеются дополнительные механизмы формирования эмиссионных линий, или высокая интенсивность эмиссий абсолютно не связана с действием эффектов отражения.
5. ОБСУЖДЕНИЕ И ВЫВОДЫ
Кратко перечислим основные результаты исследования спектроскопических и фотометрических наблюдений ШЭ 1437-008.
1) Наблюдаются колебания блеска с периодом
РрЪоь = 0.^2775 и амплитудой, возрастающей в синем диапазоне спектра.
2) Кривая блеска имеет форму, близкую к синусоидальной, с недостаточной продолжительностью фаз минимума.
3) Абсорбционный спектр системы с низкой интенсивностью бальмеровских линий и отсутствием линий Не1 и Не11 не согласуется с нормальными спектрами белых карликов высоких температур.
4) Спектры содержат узкие эмиссионные линии Н1 и Не1, характерные для излучения предката-клизмических переменных с эффектами отражения или катаклизмических переменных с малым углом наклона орбиты.
5) Спектроскопический период системы (Р8р = 0.^272060) отличается от фотометрического.
6) Изменение интенсивностей эмиссионных линий не полностью синхронизовано с фазой орбитального периода и не может быть обусловлено влиянием только эффектов отражения.
7) Амплитуда лучевых скоростей (Кг = 98.6 км/с) возможна только при малом угле наклона орбиты.
Особенности наблюдаемых кривых блеска ШЭ 1437-008 исключают их объяснение в рамках модели предкатаклизмической переменной с эффектами отражения, а также несферичностью или запятненностью вторичной компоненты. Данные изменения блеска могут быть обусловлены несферичностью главной компоненты, близкой к заполнению своей полости Роша. Однако в ШЭ 1437-008 этой компонентой является белый карлик, радиус которого Е & 0.01Е© в десятки раз меньше полости Роша. Спектральные характеристики системы также не позволяют классифицировать его как предкатаклизмическую переменную. Особенно сложным для объяснения является факт внезапного усиления эмиссионных линий в фазах <р = 0.31,0.71, очевидно, не связанного с действием эффектов отражения. Подобные усиления могут вызываться вспышечными явлениями на поверхности холодных звезд. Однако в условиях доминирования в спектрах системы излучения горячей компоненты мощность наблюдаемых вспышек должна быть неправдоподобно большой.
В итоге мы пришли к выводу, что ШЭ 1437-008 не является предкатаклизмической переменной и, вероятно, относится к классу катаклизмических переменных с оптически толстым диском. В настоящее время известен ряд подобных систем с кривыми блеска, имеющими аналогичную форму и амплитуду [8, 9]. Наблюдаемые фотометрические изменения блеска в них обусловлены прецессионными движениями диска с периодом, близким к орбитальному. Абсорбционный спектр системы формируется в атмосфере оптически толстого диска, а эмиссионные линии — в пятне, образованном в месте попадания в него вещества, перетекающего со вторичной компоненты. Найденная нами амплитуда лучевой скорости соответствует движению горячего пятна по поверхности диска, вызванного орбитальным движением системы в целом. Принимая среднюю скорость газа на внешнем крае диска
равной V = 400 км/с, мы оцениваем вероятный угол его наклона в г = 15°. Последний результат хорошо согласуется с фактом узости эмиссионных линий Н1 и Не1, обусловленной малой дисперсией лучевых скоростей газа в области горячего пятна. Завершая наш анализ, подчеркнем, что представленный выше вывод носит предварительный характер и требует проверки длительными фотометрическими наблюдениями ШЭ 1437-008.
БЛАГОДАРНОСТИ
Авторы искренне благодарят Комитет по Тематике Больших Телескопов САО РАН (КТБТ) за
поддержку программы изучения спектров ТДС и В. Л. Афанасьева за методическую помощь, оказанную в процессе наблюдений и обработки данных. Работа выполнена при финансовой поддержке Российского Фонда Фундаментальных Исследований и правительства Республики Татарстан (проект 09—02—97013—а).
СПИСОК ЛИТЕРАТУРЫ
1. R. Heller, D. Homeier, S. Dreizler, and R. Ostensen, Astronom. and Astrophys. 486, 191 (2009).
2. H. Ritter and U. Kolb, Astronom. and Astrophys. 404, 301 (2003).
3. V. Shimansky, N. Sakhibullin, I. Bikmaev, et al., Astronom. and Astrophys. 456, 1069 (2006).
4. C. Berg, G. Wegner, C. B. Foltz, et al., Astrophys. J. Suppl. 78,409(1992).
5. S. N. Raymond, P. Szkody, S. F. Anderson, et al., Astronom. J. 125, 2621 (2003).
6. N. M. Silvestri, S. L. Hawley, A. A. West, et al., Astronom. J. 131, 1674 (2006).
7. V. L. Afanas’ev and A. V. Moiseev, Astron. Lett. 31, 194 (2005).
8. P A. Woudth, B. Warner, and M. Spark, Monthly Notices Roy. Astronom. Soc. 364, 107 (2005).
9. J. Thorstensen and E. Armstrong, Astronom. J. 130, 759 (2005).
IS WD 1437-008 A CATACLYSMIC VARIABLE?
V.V. Shimansky, D.N. Nurtdinova, N.V. Borisov, O.I. Spiridonova
Comprehensive observations of a close binary candidate WD 1437—008 are performed. The shape and amplitude of the observed brightness variations are shown to be inconsistent with the hypothesis of reflection effects, and the photometric period of the system, Pphot = 0.d2775, is found to differ from the period of spectral variations, Psp = 0.d272060. As a result, WD 1437—008 has been preliminarily classified as a low-inclination cataclysmic variable.
Keywords: stars: dwarf novae—stars: variables: general—stars: individual: WD 1437—008
