ВВЕДЕНИЕ
Одними из самых древних известных человечеству нестационарных звездных объектов являются Новые и Сверхновые звезды. Очевидно, что внезапное появление на небе яркой звезды не могло не привлечь внимание любого человека, достаточно хорошо знающего звездное небо. Приближенные методы вычисления или предсказания положений блуждающих звезд - планет - были известны еще до нашего летоисчисления (Рождества Христова). И только кометы и яркие Новые или Сверхновые звезды не вписывались в концепции древних описаний Вселенной, что, естественно, вызывало повышенный интерес. Мы не будем останавливаться на древних трактовках этих явлений, однако именно расшифровка античных записей и дальнейшая идентификация даты наблюдения явления, его координат, блеска позволили современным астрономам лучше понять физику процессов, происходящих у описываемых объектов (Псковский, 1971; Горбацкий, 1974; Архипова, 1970, 1996).
Фактически, только в 1970-е годы благодаря систематическим высокоточным фотометрическим и спектроскопическим наблюдениям, удалось окончательно доказать, что механизм, приводящий к вспышкам Новых звезд, связан с их двойственностью. После того, как двойственность была открыта у нескольких Новых звезд (Walker, 1954, 1956; Kraft, 1964; Крафт, 1965) стало ясно, что обнаруженная особенность - не случайность и причина вспышек должна быть связана именно с этим фактом. Впоследствии выяснилось, что все изученные Новые и новоподобные звезды входят в состав тесных двойных систем (ТДС), с очень короткими орбитальными периодами (всего несколько часов и менее).
Для уверенного анализа кривой блеска желательно получать непрерывные ряды наблюдений исследуемой звезды в течение одного или нескольких орбитальных периодов.
Хотя абсолютно уверенно доказать двойственность может только кривая лучевой скорости, тем не менее и фотометрическая кривая блеска, показывающая периодические изменения блеска, может служить достаточно уверенным критерием двойственности.
Если по фотометрическим наблюдениям найден орбитальный период, мы, анализируя кривую блеска, свернутую с этим периодом, можем получить обширную информацию для понимания физических процессов в исследуемой двойной системе. Как известно, доля двойных и кратных звезд в Галактике очень высока. По оценкам многих исследователей, например, Batten (1974, 1989), она достигает 70%.
Привлечение дополнительных данных из спектральных наблюдений (в первую очередь построение орбитальной кривой по лучевым скоростям) и методов математического моделирования дает возможность построить более надежную модель системы.
Одним из подклассов двойных систем являются так называемые взрывные переменные (ОКПЗ, 1985). В западной литературе принят термин "ка-таклизмические переменные" (cataclysmic variables, CVs), который также иногда используется и в нашей литературе для названия данной группировки звезд. В настоящей работе мы будем придерживаться названия "взрывные переменные" (ВП), подразумевая, что оно тождественно названию "ка-
таклизмические переменные звезды"
К взрывным переменным, кроме классических Новых, относят и карликовые новые, большую часть новоподобных и другие родственные объекты. Оказалось, что многие рентгеновские источники также являются взаимо-действущими двойными системами. Хотя симбиотические звезды являются широкими парами, у некоторых из них также происходят вспышки, отчасти сходные с вспышками Новых. Поэтому в настоящей работе будут проанализированы кривые блеска и избранных симбиотических звезд, у которых наблюдались вспышки, сходные со вспышками классических новых звезд.
В последние годы внедрение новых приборов (таких как ПЗС-приемники излучения) позволило получать качественные изображения и на небольших телескопах. Это дало возможность производить длительные наблюдения слабых звезд и, следовательно, иметь длинные и однородные ряды фото-метрических наблюдений.
Г/
Сформулируем основные задачи нашей работы:
1. получение длительных (30-100 лет) фотометрических рядов наблюдений для недостаточно изученных ВП, кандидатов в ВП, для недавно открытых объектов и для родственных ВП объектов;
2. анализ полученных временных рядов с помощью алгоритмов и программ, составленных автором, а также с использованием уже существующих методик;
3. поиск и изучение вариаций блеска, связанных с орбитальным движением компонент и косвенно подтверждающих двойственность системы;
.. вычисление или уточнение орбитальных параметров;
4. исследование быстрых изменений блеска на временных шкалах от десятков секунд до десятков минут времени и QPO (квазипериодических осцилляции блеска);
5. исследование вспышечной активности у исследуемых звезд;
6. определение различных цветовых характеристик и анализ их изменений исследуемых звезд;
7. расчет теоретических моделей для избранных систем;
8. классификация исследуемых звезд.
- Поставленные задачи и цели определяют актуальность всесторонних ис-
следований ВП. Решение всех этих перечисленных задач невозможно без получения нового высококачественного наблюдательного материала, в первую очередь, фотометрического.
Научная новизна работы определяется тем, что на основе массовых наблюдений, проведенных с помощью описанных выше методов и приведенных к одной фотометрической системе, были составлены таблицы наблюдений избранных звезд, содержащие для некоторых звезд до нескольких тысяч измерений. Часть оригинальных наблюдений опубликована, часть
помещена на Интернет - страничку автора и доступна для использования всеми желающими.
Для подавляющего большинства ВП звезд из нашей программы детальные кривые блеска были получены впервые.
Автор на основе изучения полученного наблюдательного материала нашел орбитальные периоды и доказал двойственность звезд: V723 Cas, RT Scr, Q Cyg, AC Cue, UU Aqr, DI Lac и др.
На основе однородного материала с использованием хорошо покрытых кривых блеска были уточнены орбитальные кривые блеска для ряда изучаемых звезд (MV Lyr, V Sge, V592 Cas, SW UMa и др.).
Изучен и представлен долговременный характер переменности нескольких объектов - MV Lyr, V723 Cas, V1016 Cyg и др.
Для нескольких звезд построены математические модели систем, осно- ванные в первую очередь на наблюдениях автора.
Наиболее ценными представляются опубликованные и помещенные в базы данных в Интернете оригинальные фотометрические наблюдения блеска, полученные автором для 26 ВП, которые могут быть использованы другими исследователями:
— для изучения долговременной переменности блеска;
— для изучения орбитальных и спиновых вариаций;
— для изучения QPO, фликеринга и других быстротечных изменений блеска;
— для уточнения амплитуд периодических колебаний и изучения изменений формы кривых блеска;
— для изучения изменений цветов и положений звезд на различных цветовых диаграммах;
— для уточнения классификации ВП;
— для поиска затменных систем и построения их моделей;
— для решения статистических задач;
— для поиска новых релятивистских объектов, содержащих черные дыры, нейтронные звезды, которые могут встречаться среди недостаточно изученных ВП;
— для определения вероятных источников рентгеновского излучения;
— для проверки расчетов поздних стадий эволюции двойных систем.
Наша работа велась в течение 25 лет; результаты, приведенные в диссертации, докладывались и обсуждались на семинарах в ГАИШ, КрАО, САО РАН, Одесской АО, на многочисленных международных конференциях, например,
— Конференции по ВП в Чили, 1991 г.
— Конференции по двойным системам в Италии, 1994 г.
— Рабочей группе по полярам в Кейптауне (ЮАР) в 1995 г.
— Конференции наблюдателей переменных звезд в Сьоне (Швейцария), 1997 г.
— Рабочей группе по симбиотическим звездам, Польша, 1995 г.
— Конференции по переменным звездам, Чехия, 1997 г.
— Конференции по временным рядам в астрономии, Израиль, 1997 г.
— Европейском астрономическом съезде, Россия, 2000 г.
— Международной конференции "УкрАСТРО", Киев, 2000 г.
— Международной конференции "Физика катаклизмических переменных и связанных объектов", Геттинген, 2001 г.
— Международной конференции "Взрывы Новых звезд", Испания, 2002 г.
— Международной конференции "Симбиотические звезды и их эволюция", Испания, 2002 г.
— Международной конференции "Периодическая, циклическая и стохастическая переменность в избранных областях диаграммы Герцшпрунга-Рессела", Бельгия, 2002 г.
— Международной конференции по переменным звездам (AFOEV), Франция, 2002 г.
Результаты исследований автора вошли также в Каталог "Highly Evolved Close Binary Systems" под ред. А.М.Черепащука (Cherepashchuk et al., 1996) и "Атлас катаклизмических переменных. Звезды типа U Geminorum" Т.С.Хрузиной и С.Ю.Шугарова, тт.1-2 (1991).
Результаты фотометрических наблюдений автора вошли в базу данных международной сети VSNET и СВА.
Все основные результаты, изложенные в диссертации, полностью опубликованы в 70 статьях.
На защиту выносятся следующие основные положения:
1. Открытие и фотометрическое исследование новых ВП: АС Спс, UU Aqr, IP Peg, FY Per, V410 Cas.
2. Обнаружение периодических изменений блеска, подтвердивших двойственность, у Новых звезд Q Cyg, DI Lac и V723 Cas, симбиотических звезд
RT Ser и V1016 Cyg, у карликовой Новой V1504 Cyg, новоподобной V592 Cas.
3. Исследование вспышечной переменности, обнаружение, анализ и объяснение природы найденной активности.
4. Построенные автором модели систем и вычисленные физические и геометрические параметры исследуемых звезд (DW UMa, V Sge, V592 Cas, IP Peg, AC Cnc, RT Ser, V404 Cyg)
5. Переработанный и обновленный список взрывных переменных звезд, составленный автором который был включен в Каталог "Highly Evolved Close Binary Systems" под ред. A.M. Черепащука (Cherepashchuk, Katysheva, Khruzina, Shugarov, 1996).
Отметим следующие моменты. ВП с определенным орбитальным периодом известно несколько сотен, а когда автор начинал изучать эти звезды, двойственность была известна менее чем у 100 объектов. Каждая ВП является уникальной переменной, поэтому для уверенной классификации, нахождения статистических закономерностей, изучения изменения физики процессов, происходящих при аккреции плазмы на белый карлик (БК), для
уверенного анализа изменений этих (и других) характеристик в зависимости от времени и общего состояния изучаемой системы (вспышка, неактивное состояние и др. стадии) необходимы детальные наблюдения. Доля изученных автором ВП и особенно найденных среди них периодических изменений блеска, достаточно велика. В начальной стадии исследований (конец 1970-х и начало 1980-х годов) она составляла почти 10% от всего числа исследованных звезд. В настоящее время из-за массовых, в том числе и любительских наблюдений (на небольших телескопах, но с применением высокочувствительных ПЗС - приемников), общий относительный процент исследованных автором звезд снизился. Однако для исследованных звезд применение современных математических методов исследования позволило найти неизвестные ранее особенности, которые выявляются или рассчитываются только благодаря однородным и длительным рядам, либо новым математическим методам анализа кривых блеска.
Некоторые актуальные проблемы
• Факт, что классические Новые звезды - тесные двойные системы, уже не оспаривается, построено и проанализировано много орбитальных кривых блеска для Новых звезд. Но до настоящего времени еще не была прослежена детальная эволюция орбитальной кривой: как после очередной вспышки, когда в излучении звезды доминирует сброшенная оболочка и орбитальная волна не проявляется, постепенно, по мере остывания и рассеивания оболочки, появляется орбитальная волна на видимой кривой блеска. Данная задача была поставлена и успешно решена для классической новой V723 Cas и отчасти для симбиотической новой RT Ser.
• Существование зависимости периода так называемых сверхгорбов, или суперхампов (см. главу IV), от размеров аккреционного диска (на котором появляется горячая область, вызывающая появление на кривой блеска суперхампов) также кажется очевидным, но уверенных наблюдательных доказательств еще не было представлено.
У новоподобной переменной MV Lyr в настоящее время как раз происходят вспышки разной амплитуды и у нее можно выявить период суперхампов (к сожалению, на фоне неправильной быстрой переменности заведомо большей амплитуды) при различном уровне блеска вспышки.
В итоге, по многочисленным наблюдениям, нам удалось найти, исследовать и объяснить указанную зависимость. Мы предполагаем, что чем больше геометрические размеры аккреционного диска, тем больше (по III закону Кеплера) период обращения вокруг БК его внешних частей, а также больше его светимость.
• Еще не решенная проблема — почему при одинаковых в целом моделях ВП различных классов столь различно их фотометрическое поведение.
В одних случаях (как для звезд типа SU UMa) данное различие частично объясняется предельным отношением масс компонент (1:3 - 1:4, см. главу IV). Однако полной ясности при объяснения этих различий еще нет. Для части исследованных звезд удалось построить модели ТДС, найти ряд физических или геометрических параметров систем. Одна из целей работы -это попытка сравнить полученные величины и далее понять, какие ю них могут быть ответственны за то или иное различное фотометрическое поведение ВП. К сожалению, уверенно ответить на данный вопрос нам не удалось.
Ряд результатов, вошедших в диссертацию, опубликованы в соавторстве. Личный вклад автора диссертации состоит равноправном участии в постановке задачи, в активном и непосредственном участии в наблюдениях исследуемых звезд. При этом большая часть первичной обработки фотометрических данных производилась автором. В процессе работы автор составил ряд компьютерных программ по обработке фотоэлектрических наблюдений и поиска скрытых периодичностей, пригодных для обработки наблюдений многих типов звезд и применяемых в ГАИШ.
Глава I. ОБЗОР НАБЛЮДАТЕЛЬНЫХ ДАННЫХ И МОДЕЛЕЙ ВЗРЫВНЫХ ПЕРЕМЕННЫХ
Строению и моделированию кривых блеска у ТДС посвящено много работ, однако главные свойства, по-видимому, уже не вызывают дискуссий. (см. Шугаров, 1996; Chcropashchuk et al. 1996, см. также статьи в трудах конференций, посвященных катаклизмическим переменным).
1.1. Общая модель взрывных переменных
В настоящее время установлено, что ВП - тесные двойные системы (ТДС) с очень короткими орбитальными периодами (в среднем - несколько часов)и состоящие из белого карлика (БК) и холодной звезды главной последовательности (ГП) спектрального класса К или М. Вследствие такой близости (расстояние между компонентами равно нескольким солнечным радиусам) возникают приливные явления, при этом холодный компонент заполняет полость Роша. Из внутренней точки Лагранжа постоянно (или в определенные периоды времени) происходит истечение плазмы, состоящей в основном из водорода, которого достаточно много в слабо про-эволюционировавшей фотосфере холодной звезды ГП. Поскольку движущаяся на БК плазма имеет значительный угловой момент, она не падает непосредственно на него, а обращается вокруг БК и, обладая определенной вязкостью, образует вокруг него аккреционный диск, который вносит значительный вклад в оптическое излучение звезды и является ответственным за вспышки и большинство нестационарных процессов в системах (у карликовых новых и новоподобных звезд). Ringwald (1993, 1995) справедливо заметил, что ВП являются прекрасной природной лабораторией для изучения физики аккреционного диска. Компоненты системы, характеристики которых также можно вычислить, при определенных условиях затмевают диск или его части, что позволяет с хорошим пространственным разрешением определить структуру. Аккрецирующее вещество по спирали проходит через диск, высвобождая гравитационную энергию, и нагревает диск до температуры 4000-10000 К, при этом светимость диска достигает 0.001 - 10L®.
В большинстве случаев такая светимость превышает видимую светимость обоих компонент, поэтому в наблюдаемом спектре преобладает синий континуум аккреционного диска. Яркие (абсолютно) ВП излучают в континууме по степенному закону, слабые имеют более плоское распределение энергии, но всегда с сильными эмиссионными линиями и бальме-ровским скачком в эмиссии. Таким образом, излучение ВП многокомпонентно: это излучение аккреционного диска, БК, красной звезды и струи газа от нее, яркого горячего пятна на диске (или горячей линии, см. п. 1.2 настоящей работы) в месте соударения струи с ним и зоны между диском и БК. Скорость переноса массы и наклонение диска также влияют на абсолютную и видимую картину излучения от системы. Отметим несколько обзорных работ по взрывным звездам: Patterson (1984), Waade and Ward (1985), King (1988), Hach, Selvelli (1993), Livio (1992), Cherepashchuk et al. (1996) и другие работы.
Если вырожденный компонент является нейтронной звездой или черной дырой, у системы, как правило, наблюдается и рентгеновское излучение. От многих ВП с обычным БК также наблюдается рентгеновское излучение (обычно в мягком диапазоне).
У симбиотических звезд периоды могут достигать десяти и более лет, а вторичный компонент является красным гигантом. Очевидно, что сим-биотические звезды - широкие звездные пары.
Различие в физических характеристиках компонент, таких как масса, химический состав, светимость, а также рассояние между компонентами, наличие газовых потоков в системе и многих других факторов и приводит к наблюдаемому многообразию явлений, наблюдающихся у данной группировки звезд. Из-за наблюдаемого разнообразия кривых блеска ТДС их удобно разделить на несколько подклассов, опираясь в основном на разные проявления вспышечной активности.
Вспышки имеют разную природу и вызваны переносом массы на вторичный компонент, нестабильным потоком в аккреционном диске и термоядерными реакциями на поверхности БК. Эти процессы описывались и анализировались, например, в работах Robinson (1976), Warner (1976), Mattei(1990).
1.2. Виды вспышечной активности у ВП
Мы будем в основном придерживаться классификации ВП, описанной в ОКПЗ (Холопов, 1985). За основу взяты амплитуды, частоты и формы вспышек у ВП. Мы будем различать следующие подклассы эти звезд:
Классические Новые звезды. Амплитуда вспышек у Новых составляет 9 — 15т. Слабая звезда внезапно за несколько суток или десятков дней увеличивает свою светимость, а затем постепенно в течение нескольких месяцев или лет возвращается к своему обычному состоянию. У некоторых Новых после вспышки обнаруживаются быстрая переменность с периодом порядка 100 с и амплитудой около 0.ml (например, DQ Her, Каталог Cherepashchuk et al., 1996). Новые разделяются на быстрые (NA), медленные (NB) и предельные медленные (NC). Вспышка объясняется ядерными процессами: богатое водородом вещество аккрецирует на поверхность БК, сжимаясь и нагреваясь, пока не произойдет взрыв, т.е. начнется термоядерная реакция (Горбацкий, 1974; Shara, 1989; Архипова, 1996).
Повторные Новые (NR) отличаются от классических Новых повторными вспышками, происходящими с интервалом 10-100 лет, что больше, чем у карликовых новых и существенно меньше, чем у классических новых. Отметим, что теоретические оценки для последних дают 105 лет (для темпа аккреции М = 10~10 • М0/год). Как циклы, так и амплитуды вспышек таких объектов (7 —11Ш) находятся между классическими и карликовыми Новыми.
Как теория, так и наблюдения показывают, что вспышки карликовых новых можно объяснить нестабильностью аккреционных процессов в ВП, в то время как вспышки классических Новых являются, вероятно, результатом термоядерных процессов в оболочке БК, сформировавшейся в результате аккреции вещества с холодного спутника. Для повторных Новых
9
рассматриваются обе модели - как аккреционная, так и ядерная (Webbink et al., 1987).
Следует отметить, что модель термоядерных вспышек при высоких темпах аккреции встречает определенные трудности (для М > 10~10М©/год при Mwd < Ш0).
Обычные карликовые новые, или звезды типа U Gem, испытывают вспышки с амплитудой 2 — Gm, продолжительностью в несколько дней. Вспышки непредсказуемо повторяются через недели или месяцы, сохраняя, однако, некоторый средний цикл, зависящий от амплитуды (Ефремов и Холопов, 1976).
Из нескольких моделей, объясняющих поведение звезды во время вспышки, наиболее часто рассматриваются следующие:
1) Вспышка объясняется эпизодическими выбросами материи со спут- ника на диск, что приводит к увеличению его яркости (Bath, 1973 и 1974). Нестационарный перенос массы, возможно, связан с температурной нестабильностью спутника (Горбацкий, 1975).
2) Модель приливно-тепловой нестабильности аккреционного диска: перенос массы с вторичного компонента стационарен, но сам диск гравитационно нестабилен, и вспышки вызваны падающей на БК материей (Smak, 1971 и 1984, Osaki, 1974). Данная гипотеза, доработанная Osaki(1996), в настоящее время способна объяснить поведение различных подтипов взрывных звезд.
3) Причина вспышек - нелинейный эффект, вызванный существованием области ионизованного водорода, ведущей к нестабильному переносу вещества (Faulkner et al.,1983).
Если в спектрах ВП наблюдаются следы вторичного компонента (Warner, 1987), удается оценить его спектральный класс и абсолютную светимость. Таким образом нашли, что этот компонент у звезд типа U Gem (UG или UGSS) имеют характерные абсолютные величины My ~ 8т.
Ниже дан краткий обзор свойств, наблюдающихся у других подтипов взрывных переменных: SU UMa, NL, VY Scl, Z Cam, промежуточных поляров и поляров (см., например, Cherepashchuk et al., 1996, Hack, Selvelly,1993).
1) SU UMa - звезды (UGSU) - это карликовые новые, у которых кроме обычных вспышек, подобных вспышкам звезд типа U Gem, происходят так называемые сверхвспышки амплитудой 5 — 6m (Warner, 1995). На протяжении сверхвспышки часто наблюдаются периодические модуляции кривой блеска с амплитудой до 07% называемые "суперхампами" ("сверхгорбы", miH"superhumps"). Суперхампы имеют очень стабильный период, который, как правило, на несколько процентов больше орбитального и воспроизводится от вспышки к вспышке (Warner, 1995). Только одновременное наличие суперхампов и двух видов вспышек является доказательством принадлежности исследуемой звезды к типу SU UMa. Более подробному описанию процессов, протекающему у звезд этого типа, будет посвящена одна из глав настоящей работы.
2) Звезды подкласса Z Cam (UGZ) подобны звездам типа U Gem, за исключением того, что после вспышки они могут оставаться в ярком
10
состоянии (примерно на одну величину слабее максимального блеска) довольно длительное время. В среднем, вспышки у них происходят чаще, чем у обычных карликовых Новых, вспышки могут следовать непрерывно одна за другой. Smak (1984) отмечает, что звезды типа Z Cam в состоянии покоя имеют несколько большую светимость, чем карликовые Новые. Вероятно поэтому, скорость переноса массы приближается к критической скорости переноса, которая ведет к ионизации диска, увеличению вязкости и препятствует обычному протеканию вспышки. Meyer & Meyer-Hofmeister (1983) предположили, что у звезд типа Z Cam обычная вспышка освещает красную звезду, заставляя ее разряженную атмосферу расширяться, что приводит к увеличению темпа аккреции и продолжению вспышки. Фактически, в системе образуется положительная обратная связь, поддерживающая повышенный темп переноса массы и повышенную светимость. Вспышка заканчивается, когда красная звезда прекращает быстрое расширение, необходимое для продолжения повышенного темпа перетекания вещества. Однако King (1989) заметил, что на поверхность красной звезды падает недостаточно жесткое излучение, чтобы вызвать соответствующий эффект в атмосфере красной звезды.
3) "Новоподобными" (NL) звездами мы будем называть все ВП, у которых (пока?) не наблюдалось вспышек. По фотометрическим и спектральным наблюдениям новоподобные звезды похожи на карликовые Новые во время вспышки, или звезды Z Cam во время продолжительной остановки блеска, или классические Новые спустя много лет после вспышки. Среди них могут быть как классические Новые, вспышки которых были пропущены, так и возможные Новые до вспышки (Robinson, 1975). Новоподобные ВП - неоднородный класс объектов. У этой группы наблюдаются как широкие абсорбционные линии, так и эмиссионные, которые часто слабы относительно континуума. Следует отметить, что часто недостаточно изученные звезды относили к типу новоподобных и среди этого подтипа могут попадаться объекты, вообще не имеющие отношения к ВП. Амплитуды изменения блеска могут достигать 7 зв.величин (MV Lyr).
3) Звезды типа VY Scl - подкласс новоподобных, которые иногда называют "анти-карликовыми новыми" ("anti-dwarf novae"). Они находятся большую часть времени в ярком (активном, или "on" состоянии), но затем их видимый блеск падает на 2т — 8т (неактивное, или "off" состояние), с последующим возвращением к обычному уровню. Эти звезды в неактивном состоянии могут быть незаменимы для изучения спектра красной звезды, поскольку в это время перенос вещества может почти полностью отсутствовать и вклад от красной звезды -карлика в видимом суммарном излучении от системы становится значительным. (Shafter et al., 1985, Hessman, 1990).
У перечисленных звезд напряженность магнитного поля Н белого карлика, как правило, не превышает 105~6 Гс.
5) Если же Н больше указанной величины, то на кинематику газовых потоков кроме гравитационных сил начинает воздействовать и маг-
11
нитное поле. И в зависимости от величины напряженности магнитного поля может образовываться небольшой диск вокруг белого карлика (Я ~ 107 Гс, "промежуточные поляры", или звезды типа DQ Her), или, при полях Я ~ 108 Гс, ("поляры", или звезды типа AM Her) не образуется вовсе.
У промежуточных поляров кроме орбитального периода обычно наблюдается, как в оптическом, так и в рентгеновском диапазоне спектра, еще и период вращения белого карлика. Поляры обычно, за исключением единиц, синхронизованы. Более детально эти объекты описаны в статьях (Patterson, 1994, Cropper, 1990).
Накопление новых наблюдательных данных по ВП показывает, что их разделение на типы довольно условно. Зачастую, с ростом числа наблюдательных данных, мы переводим один тип в другой, или оказывается, что в системе наблюдаются черты как одного, так и другого подтипа.
Кроме вспышек или других взрывных явлений, ВП показывают неправильные фотометрические изменения блеска с амплитудой в несколько процентов и характерным временем в минуты, называемые фликерингом (Warner, 1988). В общем случае это вызвано нестационарной аккрецией, хотя достоверная причина фликеринга неизвестна. Встречаются и строго периодические вариации блеска с характерным временем в минуты. Так, у звезды DQ Her (Walker, 1958) обнаружен короткий период в 71я, вызванный осевым вращением БК.
Другая фотометрическая особенность - горб, часто наблюдаемый на орбитальной кривой блеска. Это поярчание происходит в тот момент, когда яркая область, образованная в месте соударения струи от красного компонента с аккреционным диском, находится в нижнем соединении (наилучшая видимость пятна). Необходимо отметить, что в последние годы появились альтернативные модели ВП, в которых вместо традиционного "горячего пятна" моделируется "горячая линия" на диске (Bisikalo, Boyarchuk, Chechetkin, 1998, Хрузина, 2001).
Хотя видимый блеск этого образования (пятна или линии) и связан с орбитальным периодом, его оптическая переменность блеска имеет небольшую (несколько десятых величины) амплитуду, и, как правило, с наложением сильного фликеринга. Поэтому только по кривой видимости "горба" трудно уверенно определять орбитальный период.
1.3. Модель Роша для взрывных переменных
Один из компонентов системы, "первичная" звезда, которым является БК, много меньше, чем его полость Роша, другой, "вторичный" компонент, напротив, заполняет свою полость Роша. Через внутреннюю точку Лагранжа L\ вещество вторичного компонента перетекает в полость Роша БК. Если скорость переноса массы постоянна для всего диска, полная энергия, излучаемая диском, для невращающегося белого карлика равна
_ МХМ2
Ld ~ g4rT' (1)
с аналогичным допущением эффективная температура Те//(2) на любом
12
расстоянии о от белого карлика представляется выражением
Если вязкость вещества отсутствует или разумно мала, вещество в диске вращается с кеплеровской скоростью Уф, соответствующей расстоянию от БК:
V} = G-^. (3)
Приблизительный внешний размер диска может быть оценен как из наблюдений так и из теоретических расчетов, показывающих, что величина а меньше 2/3 полного радиуса Роша. Внутренний радиус диска для случая немагнитного или слабо замагниченного БК связан с его радиусом.
Радиус сферической звезды, заполняющей свою полость Роша, был вычислен Paczynski (1971):
— = 0.38 + 0.20-lg (g) а
для 0.3 < q < 20 и
— = 0.462 • (——) (4) п \ 1 ¦+¦ q/
для 0 < q < 0.8, где q = М2/М\. Таким образом, R2 зависит только от отношения масс и расстояния между двумя звездами. Далее, существует множество доказательств, что вторичная звезда в системе с орбитальным периодом меньше 6 часов еще находится на главной последовательности. Для этих звезд существует зависимость между массой и радиусом, которая сравнительно хорошо аппроксимируется соотношением:
R2/RQ = 0.959 • М2/Мо (5)
(Warner, 1972, 1976).
Комбинируя соотношение (5) с третьим законом Кеплера, можно получить
М2/Ме = 3.3 • 10~5Р,
R2/RQ = 3.2 • 10-5Р, (6)
где Р - орбитальный период, выраженный в секундах (Warner, 1976). В общем случае из формул (4), (5) и третьего закона Кеплера получаем:
Если взять для расчетов эволюционный сценарий вторичной компоненты (Penning et al., 1984), можно вывести:
{M2/MQ)2 = 0.966 • 10~8 • P2(l -h -) (0.38 + 0.2 lgq J
(8)
13
где ? - эволюционый параметр, описывающий эволюционное состояние красной звезды. Далее, из (4) можно определить большую полуось орбиты а, а из уравнения
а • sin г = ai • sin % + а.2 • sin г (9)
возможно оценить угол наклона орбиты к лучу зрения i. Параметры дисков определялись на основе ультрафиолетовых (УФ) спектров при использовании стационарной дисковой модели, предложенной Шакурой и Сюня-евым (Shakura, Sunuaev, 1973).
Patterson (1984) нашел очень полезную эмпирическую зависимость для звезд начальной главной последовательности:
Ri/Rq = ю-3 • м1/3 • р2/3. (ю)
Отсюда, даже если М2 мы оценили грубо, с фактором (ошибкой) в три раза, то R2 определяется с фактором 1.4.
Warner (1973) показал, что отношение между амплитудой радиальных скоростей К\ и V • sin3 i для частиц, находящихся на равновесных радиусах, которые недавно попали в полость Роша, являются только функцией отношения масс:
V-i sin г (1 + q)2
где f(q) = 0.500 - 0.227lgg, (0.1 < q < 10), a Kx - амплитуда лучевых скоростей первичного компонента.
Таким образом, если для ВП получена кривая лучевых скоростей для эмиссионного компонента, можно определить массу исследуемой ВП, используя соотношение масса-радиус (10), поскольку наблюдаемая величина г теперь является только функцией отношения масс q.
1.4. Проблемы.
В предыдущей главе описано общее строение ВП. В настоящее время известно несколько сотен ВП с уверенно определенными орбитальными периодами и более 1000 звезд, требующих новых наблюдений. В ОКПЗ (1985) к ВП отнесено более 400 звезд. Это звезды типов US, UGSS, UGSU, UGZ, ZAND, NL, а также Новые звезды, многие из которых не наблюдались вне вспышки. Наверняка среди затменных систем (Е, ЕА EW) могут оказаться не идентифицированные ВП. Также среди неправильных звезд (IS, ISA) после новых исследований могут быть еще не открытые ВП. В списках УФ или голубых обзоров неба также попадаются ВП, особо следует отметить вклад в открытие новых ВП каталога Green et al. (1986) и каталогов голубых объектов, составляемых в Бюраканской Обсерватории.
Именно анализ наблюдательных данных показал, что нет ни одной пары одинаковых ВП, каждая звезда по-своему уникальна и неповторима, несмотря на одинаковую, в общем, модель. Небольшие физические или геометрические различия могут приводить к радикальному изменению в оптическом поведении звезды. Поэтому детальные наблюдения каждой
14
ВП как были, так и остаются актуальнейшей задачей современной астрофизики.
Трудно с позиций классической модели ВП объяснить половинные к орбитальному и даже более короткие периоды(Рх = Рогъ/N), которые временами появляются в спектре мощности, в то время как основная частота может полностью исчезать.
В итоге, заключаем, что новые наблюдения и анализ кривых блеска необходимы для решения многих задач, как например:
- поиска вероятных источников рентгеновского излучения,
- поиска бывших рентгеновских Новых, вспышки которых произошли до начала внеатмосферных наблюдений со спутников,
- построения моделей для систем, отличающихся по каким-либо характеристикам от характеристик, типичных для ВП,
- статистических исследований как для всей группировки ВП, так и для отдельных подклассов,
- поиска ВП, величины периодов которых попадает в известный "провал периодов" (около 2-2.5 часов) и физическое объяснение этого феномена и многих других особенностей.
15
Глава II. МЕТОДИКА НАБЛЮДЕНИЙ И ОБРАБОТКИ НАБЛЮДАТЕЛЬНЫХ ДАННЫХ
В настоящей работе проводится анализ фотометрических кривых блеска предельно тесных взрывных звезд (типа SU UMa), тесных двойных систем (Новые и карликовые новые), а также широких пар (симбиотических звезд) и рентгеновских новых; исследуется проблема сходства и различия между ними.
Поставленные задачи определяют актуальность всесторонних исследований взрывных переменных. Решение всех этих перечисленных задач невозможно без получения нового высококачественного наблюдательного материала, в первую очередь, фотометрического.
^ Систематические наблюдения по программе исследования взрывных
^ переменных начали проводиться автором в 1975 г., первоначально по нега-
тивам из фототеки ГАИШ и по составленной автором собственной программе наблюдений на 40-см астрографе ГАИШ, 50-см камере Максутова Крымской лаб. ГАИШ и 70-см кассегреновском рефлекторе ГАИШ. Эти работы положили начало систематическому фотографированию взрывных звезд и родственных объектов. Вскоре были начаты электрофомет-рические [/ВК-наблюдения на электрофотометре конструкции В.М. Лютого. В 1984 г. автором и И.М. Волковым был сконструирован и изготовлен одноканальный электрофотометр, с помощью которого проводились все дальнейшие наблюдения. В последние годы для наблюдений ВП мы начали применять ПЗС-приемники.
2.1. Фотоэлектрические наблюдения
"*f Фотоэлектрические наблюдения проводились на указанных ранее элек-
трофотометрах, в качестве светоприемника в нем использовались ФЭУ EMI9789 для Ш?У-наблюдений или ФЭУ-79 для БУ-й-наблюдений (немногочисленные наблюдения были получены с ФЭУ-79 также и в системе U). В табл. 2-1 показаны комбинации светофильтров, которые применялись для реализации фотометрических систем, близких к системам Джонсона. Инструментальная система определялась путем измерения звезд различных спектральных классов в рассеянном скоплении 1С 4665. Для привязки к системе R мы использовали однородные измерения из каталога WBVR (Корнилов и др., 1991). Ранее при фотографических наблюдениях также использовались фотоэмульсии и светофильтры, реализующие системы Джонсона (в основном, В и V).
^ Электронная схема регистрации в нашем случае была стандартной —
слабый импульсный сигнал с ФЭУ после подачи на усилитель и последующей дискриминации поступал на регистрирующее устройство. Регистрация импульсов с ФЭУ проводилась на первоначальном этапе наблюдений вручную, с помощью частотомера. В дальнейшем регистрация импульсов с ФЭУ и моментов точного времени осуществлялась непосредственно записью отсчетов в память персонального компьютера при помощи программы "ОПЕРА" и электронных компонент, разработанных В.Г, Корниловым.
16
Табл.2-1.
Комбинации светофильтров
Система
ФЭУ-79
ФЭУ-ЕМ1
ПЗС
U В
V R
I
УФС-6 (1.5)+СЗС-21 (1.7) УФС-6 (1.5)
СС-5 (1.5)+СЗС-21 (1.7) СЗС-20(3.0)
ЖС-17 (2.0)+СЗС-21 (1.7) ЖС-17 (2.0) КС-14 (1.5)
СС-5 (1.5)+СЗС-22 (2.5) ЖС-18 (1.5)+СЗС-21 (2.5) КС-14 (2.0)+СЗС-26 (2.0) ИКС-1 (1.3)+КС-19 (2.7)
Табл.2-2а.
Цветовые коэффициенты для CCD SBIG-7
Система относительно Д(и — г) Ошибка Другие варианты Ошибка
В В = Ъ + 0.30 • Д(и - г) ±0.10 В = Ъ + 0.25 • Д(Ь - v) ±0.09
V V = v + 0.04 • Д(и - г) ±0.01 — —
R R = г+ 0.13- Д(«-г) ±0.02 — —
I I = » - 0.15 ¦ A(v - г) ±0.03 / = i - 0.29 • Д(г - *) ±0.03
Табл.2-2Ь
Цветовые коэффициенты для ФЭУ
Система ФЭУ-79 Ошибка ФЭУ-ЕМ1 Ошибка
и 0 ±0.05 0 ±0.05
В В = Ь - 0.01 • Д(Ь - v) ±0.01 В = Ь -1-0.11- Д(Ь- V) ±0.02
V V = v + 0.01 • Д(6 - v) ±0.01 V = v + 003 • Д(Ь- V) ±0.01
R R = г - 006 Д(« - г) ±0.02 — —
В программу наблюдений включались наименее исследованные взрывные переменные. Со временем она корректировалась и пополнялась вновь открытыми взрывными переменными (например, новыми звездами, пекулярными и другими аналогичными объектами). В одних случаях малоизученная звезда, кандидат в ВП, изучалась по негативам архива ГАИШ, а после обнаружения особенностей на кривой блеска - объект изучался фотоэлектрическими методами. В других случаях мы начинали исследовать объект, выделенный по цвету или спектру как вероятная ВП. Данный подход позволил более правильно составлять программы наблюдений на крупных телескопах, наблюдательное время на которых лимитировано. Часть работ проводилась в рамках международных кооперативных программ.
К настоящему моменту для нескольких десятков звезд получены сотни тысяч измерений блеска. В данной работе представлен анализ результатов наблюдений для небольшой части исследованных звезд, отвечающих вышеприведенным особенностям кривых блеска.
2.2. ПЗС—наблюдения
С 1998 года значительные ряды наблюдений получены с помощью ПЗС-
17
камеры ST-7 в системах, близких к BVRI, для реализации которых применялись комбинации светофильтров, указанных в табл. 2-1. Работа производилась на телескопах, диаметром от 30-ти до 125-ти см, установленных в Москве или Крымской лаборатории ГАИШ. Весь наблюдательный материал получен либо самостоятельно автором, либо при его непосредственном участии. Для калибровки инструментальной шкалы звездных величин к шкале Джонсона использовались фотоэлектрические измерения звезд в рассеянном скоплении М67 (Johnson & Sandage, 1955; Eggen & Sandage, 1964; Mendoza, 1965), а также стандарт в рассеянных скоплениях X &h Per, созданный автором (в системах BVR).
Все фотометрические наблюдения проводились дифференциальным методом, путем привязки к звезде (или звездам) сравнения, расположенной вблизи переменной и (по возможности) близкой по цвету.
2.3. Особенности дальнейшей обработки наблюдений
Последующая обработка наблюдений осуществлялась с помощью компьютерных программ, написанных автором. Программа, обеспечивающая обработку данных с одноканального электрофотометра, вычисляет значение фона и отсчет стандартной звезды путем интерполяции на момент наблюдения переменной звезды. Данные выносятся за атмосферу (берется, как правило, средняя величина экстинкции), а наблюдения приводятся к системе Джонсона. В некоторых случаях (как правило, при изучении быстрых колебаний блеска с характерными временами 10-20 сек.) наблюдения велись без фильтра в широкой полосе (для увеличения отношения сигнал/шум).
Поскольку используемый ФЭУ (EMI 9789) имеет максимальную чувствительность в синей области спектра (около 4500 А), наблюдения без фильтра условно приводились к системе В путем сдвига шкалы звездных величин на поправку, величина которой определялась в каждом конкретном случае при измерении переменной со светофильтром и без него. Этот сдвиг во всех случаях был менее 074.
При наблюдениях с ПЗС-камерой всегда на кадр помещалась переменная и одна или несколько звезд сравнения. К сожалению, из-за сильно ограниченного поля зрения ПЗС-приемника (от 2 до 5') не всегда удавалось подбирать близкие по цвету и подходящие по блеску стандартные звезды, что несколько ухудшает точность фотометрии.
Фактически, поскольку исследуемые звезды обладают пекулярными спектрами, учет цвета не всегда может обеспечить достаточную точность (± O^Ol — СРОЗ). Поэтому автор не менял светофильтры в процессе наблюдений на протяжении последних 11 лет. В случае смены ФЭУ EMI на ФЭУ—79 вводились эмпирические поправки. Эти же замечания относятся и к наблюдениям, проводимым с ПЗС-камерой. Обобщенные данные о фотометрических системах приведены в таблицах 2-2а,Ь и могут быть использованы всеми заинтересованными наблюдателями.
Что касается внутренней точности наблюдений, то она на данном телескопе, в первую очередь, зависит от звездной величины переменной, времени накопления и используемой фотометрической системы (спектральной чувствительности светоприемника). Для фотоэлектрических наблюдений
18
эта точность может достигать ±0^005 для ярких звезд (llm — 12т на 60-см телескопе), а для предельно слабых (до 15"* — 16т) падает до 07*1 и хуже. На ПЗС-камере для звезд 12т - 14т ошибка составляла ±(Г01 - (Г02, увеличиваясь до ±0^2 — (F3 и ниже при фотометрии звезд 177™ — 19m.
Поскольку фотометрический анализ для некоторых звезд проводился также по архивным негативам фототеки ГАИШ, необходимо было свести фотографические и фотоэлектрические наблюдения в одну систему. Для этого величины звезд сравнения измерялись на электрофотометре в системе, наиболее близкой к цветовой чувствительности фотопластинок (В Джонсона), а затем из полученных данных выбирались звезды, показатели цвета которых были близки к цветам исследуемых переменных. Точность фотографических измерений, в первую очередь, зависит от того, насколько блеск исследуемой звезды превышает пороговую звездную величину на данном негативе, а также, в меньшей степени, от большого числа факторов (расположение звезды на негативе, величины хроматической аберрации объектива и цветов переменной и звезд сравнения, от плотности фона, качества изображений и гидирования, точности установки фокуса, зернистости фотоэмульсии и т.д.). Однако в среднем, можно считать, что точность определения звездных величин для звезд, блеск которых не превышает предел фотопластинки на ~ lm, составляет ±07*5 и хуже, а для более ярких звезд эта ошибка колеблется в пределах CF4 —
2.4. Орбитальные кривые блеска как наблюдательный критерий двойственности взрывных звезд.
Главным доказательством принадлежности звезды к классу ВП является построение кривой лучевых скоростей одного или обоих компонентов. Однако из-за трудоемкости подобных наблюдений, требующих больших телескопов, построение фотометрической кривой блеска и обнаружение у звезды периодических колебаний блеска также может служить косвенным признаком двойственности системы. В случае же обнаружения глубоких фотометрических затмений, двойственность у изучаемой системы можно считать практически доказанной.
По точным фотометрическим рядам наблюдений переменной можно построить периодограмму данных наблюдений для изучаемой звезды, анализ которой, как правило, позволяет выявить скрытые периодичности. Отметим, что в отличие от строго периодических переменных звезд, например, пульсирующих или классических затменных, у ВП кроме возможного орбитального (или связанного с ним) периода на кривой блеска присутствуют различные колебания непериодической природы. Это описанные выше вспышки значительной амплитуды, неправильные быстрые колебания блеска, квазипериодические осцилляции (КПО), фликеринг. В некоторых случаях видны колебания блеска, связанные с осевым вращением БК, и поэтому выделить периодическую орбитальную составляющую бывает затруднительно. Если же орбитальные изменения выявлены, то двойственность системы можно считать установленной. Мы находим
19 |
