ФОТОМЕТРИЧЕСКИЕ ИССЛЕДОВАНИЯ ВВЗАИМОДЕЙСТВУЮЩИХ ДВОЙНЫХ СИСТЕМ

Пароль для архива: GBij7ZTJyTBaG7N
ШУГАРОВ СЕРГЕЙ ЮРЬЕВИЧ
ФОТОМЕТРИЧЕСКИЕ ИССЛЕДОВАНИЯ ВВЗАИМОДЕЙСТВУЮЩИХ ДВОЙНЫХ СИСТЕМ
Специальность 01.03.02 - Астрофизика, радиоастрономия
Диссертация на соискание ученой степени кандидата физико-математических наук
Научный руководитель доктор физико-математических наук В.М. Лютый
МОСКВА
Фотометрические исследования взамодействующих двойных систем
Введение: 2
Глава I. Обзор наблюдательных данных и моделей взрывных переменных: 8
1.1. Общая модель взрывных переменных
1.2. Виды вспышечной активности у ВП
1.3. Модель Роша для ВП
1.4. Проблемы
Глава И. Методика наблюдений и обработки наблюдательных данных: ш
2.1. Фотоэлектрические наблюдения
2.2. ПЗС-наблюдения
2.3. Особенности дальнейшей обработки наблюдений
2.4. Орбитальные кривые блеска как наблюдательный
критерий двойственности ВП.
2.5. Актуальность фотометрических исследований
Глава III. Новые и карликовые новые звезды: 21
3.1. Исследование классических Новых звезд
3.2. Рентгеновские Новые
3.3. Симбиотические Новые
3.4. Исследование карликовой новой IP Peg.
3.5 Основные результаты
Глава IV. Звезды типа SU UMa - подкласс ВП: 7.1
4.1. Общие характеристики звезд тира SU UMa
4.2. Результаты наблюдений звезд типа SU UMa л 4.3. Звезды с "суперхампами"
4.4. Основные результаты
Глава V. Новоподобные звезды: %
5.1. Общие замечания
5.2. Результаты наблюдений
5.3. Основные выводы.
Заключение: 12(1
Литература: 12
Одними из самых древних известных человечеству нестационарных звезд¬ных объектов являются Новые и Сверхновые звезды. Очевидно, что вне¬запное появление на небе яркой звезды не могло не привлечь внимание любого человека, достаточно хорошо знающего звездное небо. Приближен¬ные методы вычисления или предсказания положений блуждающих звезд
- планет - были известны еще до нашего летоисчисления (Рождества Хри¬стова). И только кометы и яркие Новые или Сверхновые звезды не впи¬сывались в концепции древних описаний Вселенной, что, естественно, вы¬зывало 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 процес¬сов, происходящих у описываемых объектов (Псковский, 1971; Горбацкий, 1974; Архипова, 1970, 1996).
Фактически, только в 1970-е годы благодаря систематическим высоко¬точным 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 причи¬на 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 непрерыв¬ные ряды наблюдений исследуемой звезды в течение одного или нескольких орбитальных периодов.
Хотя абсолютно уверенно доказать двойственность может только кри-вая лучевой скорости, тем не менее и фотометрическая кривая блеска, по¬казывающая 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 полу-чить обширную информацию для понимания физических процессов в ис-следуемой 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 взрыв¬ные 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 группиров¬ки звезд. В настоящей работе мы будем придерживаться названия "взрыв¬ные переменные" (ВП), подразумевая, что оно тождественно названию "ка-
таклизмические переменные звезды"
К взрывным переменным, кроме классических Новых, относят и карли-ковые 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 проана¬лизированы 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.
Сформулируем основные задачи нашей работы:
1. получение длительных (30-100 лет) фотометрических рядов наблюде-ний 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 про-грамм, составленных автором, а также с использованием уже суще-ствующих методик;
3. поиск и изучение вариаций блеска, связанных с орбитальным движе-нием компонент и косвенно подтверждающих двойственность системы; вычисление или уточнение орбитальных параметров;
4. исследование быстрых изменений блеска на временных шкалах от де-сятков секунд до десятков минут времени и <^РО (квазипериодических осцилляций блеска);
5. исследование вспышечной активности у исследуемых звезд;
6. определение различных цветовых характеристик и анализ их измене-ний 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 пер-вую очередь, фотометрического.
Научная новизна работы определяется тем, что на основе массовых на-блюдений, проведенных с помощью описанных выше методов и приведен-ных к одной фотометрической системе, были составлены таблицы наблю-дений 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 деталь-ные кривые блеска были получены впервые.
Автор на основе изучения полученного наблюдательного материала на-шел орбитальные периоды и доказал двойственность звезд: V723 Cas, RT Ser, Q Cvg, АС Спс, UU Aqr, DI Lac и др.
На основе однородного материала с использованием хорошо покрытых кривых блеска были уточнены орбитальные кривые блеска для ряда изу-чаемых звезд (MV Lyr, V Sge, V592 Cas, SW UMa и др.).
Изучен и представлен долговременный характер переменности несколь-ких 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 ба¬зы данных в Интернете оригинальные фотометрические наблюдения блес¬ка, полученные автором для 26 ВП, которые могут быть использованы дру¬гими 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 изме-нений формы кривых блеска;
- для изучения изменений цветов и положений звезд на различных цве-товых диаграммах;
- для уточнения классификации ВП;
- для поиска затменных систем и построения их моделей;
- для решения статистических задач;
- для поиска новых релятивистских объектов, содержащих черные ды-ры, 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 дис-сертации, докладывались и обсуждались на семинарах в ГАИШ, КрАО, CAO РАН, Одесской АО, на многочисленных международных конферен¬циях, 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 эволю¬ция", Испания, 2002 г.
- Международной конференции "Периодическая, циклическая и стоха¬стическая переменность в избранных областях диаграммы Герцшпрунга- Рессела", Бельгия, 2002 г.
- Международной конференции по переменным звездам (AFOEV), Фран¬ция, 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 опуб¬ликованы 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 двой¬ственность, 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 объ¬яснение природы найденной активности.
4. Построенные автором модели систем и вычисленные физические и гео¬метрические 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 пери¬одом известно несколько сотен, а когда автор начинал изучать эти звез¬ды, 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 зависимо¬сти от времени и общего состояния изучаемой системы (вспышка, неак¬тивное 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 все¬го числа исследованных звезд. В настоящее время из-за массовых, в том числе и любительских наблюдений (на небольших телескопах, но с приме¬нением высокочувствительных ПЗС - приемников), общий относительный процент исследованных автором звезд снизился. Однако для исследован¬ных 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 сброшен¬ная 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 ре-шена 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 ко-тором появляется горячая область, вызывающая появление на кривой блеска суперхампов) также кажется очевидным, но уверенных наблю-дательных доказательств еще не было представлено.
У новоподобной переменной MV Lyr в настоящее время как раз про-исходят вспышки разной амплитуды и у нее можно выявить период суперхампов (к сожалению, на фоне неправильной быстрой перемен-ности заведомо большей амплитуды) при различном уровне блеска вспышки.
В итоге, по многочисленным наблюдениям, нам удалось найти, иссле-довать и объяснить указанную зависимость. Мы предполагаем, что чем больше геометрические размеры аккреционного диска, тем боль¬ше (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 Эи 1Ша) данное различие частич¬но 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 из них могут быть ответственны за то или иное различ-ное фотометрическое поведение ВП. К сожалению, уверенно ответить на данный вопрос нам не удалось.
Ряд результатов, вошедших в диссертацию, опубликованы в соавтор¬стве. Личный вклад автора диссертации состоит равноправном участии в постановке задачи, в активном и непосредственном участии в наблюдени¬ях исследуемых звезд. При этом большая часть первичной обработки фо-тометрических 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.