Введение к работе
Диссертация посвящена фотометрическому и поляриметрическому изучению двух массивных рентгеновских двойных систем.
Актуальность проблемы
Исследование двойных звездных систем, включающих в себя в качестве компонента нейтронную звезду или черную дыру, является одной из важных проблем современной астрофизики. Уникальность таких систем состоит в том, что в них происходит аккреция вещества оптического компонента на компактный объект, порождающая сильное рентгеновское излучение.
Первые же полеты специализированных рентгеновских спутников, в частности Uhuru и Ariel, позволили обнаружить ряд источников, показывающих значительную (на порядок и более) переменность в рентгеновском диапазоне. Их стали называть транзиентными источниками или рентгеновскими новыми. Этот термин, чисто феноменологический, связан с тем, что при низкой чувствительности первых рентгеновских спутников поток от источников то значительно превышал порог обнаружения, то опускался ниже его. Как выяснилось в дальнейшем, большую часть времени эти источники проводят в относительно спокойном состоянии вблизи минимума, но время от времени происходят мощные вспышки продолжительностью от нескольких дней до месяцев. Рентгеновская светимость транзиентных
источников во время вспышек может достигать 10 — 10 эрг/с. Рентгеновское излучение этих объектов было объяснено аккрецией вещества компактным объектом в двойной системе. Было предложено несколько возможных механизмов, обусловливающих такого рода переменность, например, нестационарная дисковая аккреция (Шакура и Сюняев, 1976, MNRAS, 175, 613), изменения в темпе аккреции, связанные с эксцентричностью орбиты двойной системы (Гусейнов 1970, Астрон. Ж.. 47, 1143). сброс оболочки оптического компонента (Fabian 1975, MNRAS, 173, 161).
Последующие наземные наблюдения позволили произвести оптическое отождествление многих таких источников, прежде всего по коррелированным изменениям яркости в рентгеновском и оптическом диапазонах. В ряде случаев это оказалось достаточно простой задачей — если обнаруживалась периодическая модуляция оптического блеска с периодом орбитального обращения в двойной системе (как правило, объясняемая эффектом эллипсоидальности), но иногда приходилось полагаться на косвенные признаки — например, на пекулярное оптического спектра звезды, находящейся в пределах рентгеновского прямоугольника ошибок, либо оптические вспышки, следующие за рентгеновскими или предшествующие им.
Распределение энергии в рентгеновской части спектра в большинстве случаев может быть описано зависимостью вида
F(E) = AE-lfxp(-E/kT).
Оказалось, что можно выделить две группы источников —
"мягкие", для которых кТ « 4 кэВ, и "жесткие" с кТ>15 кэВ. При этом, как правило, оптическим компонентом "мягкого" источника оказывается маломассивная звезда позднего спектрального класса, а "жесткого" — ранняя (О или В) звезда, обычно обладающая эмиссионным спектром. В настоящее время последние источники принято называть Ве-рентгеновскимн системами. Сейчас известно несколько десятков таких источников, полное же число их в Галактике
по эволюционным соображениям должно быть 10 -г 10 .
Сразу же было обнаружено, что, по крайней мере в период вспышек, рентгеновское излучение этих источников периодически меняется — "пульсирует" на временной шкале от нескольких секунд до сотен секунд. Причина этих вариаций — осевое вращение компактного компонента системы — нейтронной звезды или замагниченного белого карлика.
Оптический компонент, согласно принятым в настоящее время моделям, — гигант или сверхгигант раннего спектрального класса (О или В). Потеря им вещества при заполнении полости Роша или посредством звездного ветра является источником материн для формирования аккреционного диска вокруг нейтронной звезды, который, в свою очередь, служит источником энергии рентгеновских вспышек.
Рентгеновское излучение во вспышке может превосходить уровень "спокойного" состояния в сотни раз. Присутствие аккреционного диска, по крайней мере во время рентгеновских вспышек, подтверждается ускорением осевого вращения нейтронной звезды и наличием квазипериодических осцилляции рентгеновского излучения во время вспышки. В то же время, оптическое излучение
аккреционного диска согласно существующим моделям не должно проявляться на фоне на два порядка более мощного излучения фотосферы оптического компонента. Однако недавно опубликованные данные наблюдений спутника HIPPARCOS заставляют пересмотреть расстояния до ряда таких объектов: в частности, А0535+26, LSI 61303 и X Per возможно расположены существенно ближе, чем это считалось до сих пор (Chevalier, Ilovaisky 1998, А&А, 330, 201). Таким образом, светимость их оптических компонентов может оказаться на порядок меньше, что потребует корректировки моделей; относительный вклад аккреционного диска при этом возрастает.
Вскоре после выделения рассматриваемого класса объектов было
обнаружено, что у многих из них (X Per, А0535+26, 4U0115+63 и др.)
имеются значительные инфракрасные избытки (Bradt и др., 1979, Adv.
in Sp. Res. Exp., 3, 3). Наиболее простое их объяснение состоит в том,
что оптический компонент системы — звезда раннего спектрального
класса — окружен достаточно мощной экваториальной газовой
оболочкой, излучающей в континууме за счет свободно-свободных и
связанно-свободных переходов. Существуют достаточно
разработанные модели излучения таких звезд (см., напр., многочисленные работы Мальборо и соавторов). Однако все эти модели относятся к одиночным Ве-звездам; возможный вклад аккреционного диска или влияние близкого прохождения (в периастре) компактной звезды на оболочку главной звезды не рассматривались.
Как оптическое, так и инфракрасное излучение этих систем переменно на шкале от часов и дней до десятков лет. поэтому любые модельные расчеты должны быть основаны на достаточно подробных кривых блеска, полученных в возможно более широком диапазоне длин волн. Помимо того, поскольку среди излучающих компонентов есть заведомо не обладающие сферической симметрией (экваториальная оболочка, аккреционный диск), необходимо и исследование поляризационных характеристик этих систем.
Анализ как фотометрических, так и поляриметрических данных для этого класса объектов затруднен тем обстоятельством, что все они расположены вблизи галактического экватора. Поэтому результаты анализа в значительной степени зависят от корректного учета межзвездного покраснения и поляризации.
Перечисленные выше проблемы определяют актуальность данной работы, предпринятой с целью выявления связи между проявлениями активности источников в разных энергетических диапазонах и определения временных характеристик переменности, в том числе возможных периодических составляющих блеска и поляризации.
Целью работы является совместное изучение в различных диапазонах длин волн и с использованием различных методов (фотометрия и поляриметрия) поведения двух источников, X Per и А0535+26. Важным этапом работы является ввод в эксплуатацию нового инфракрасного фотометра.
Научная новизна. Разработана новая методика освобождения результатов наблюдений от влияния межзвездных поглощения и поляризации. Показано, что распределения энергии в непрерывном спектре обоих источников могут быть представлены в виде суммы распределений энергии звезды и самоподобно меняющегося во времени дополнительного источника (аккреционного диска). Исследованы периодические компоненты в оптическом излучении
источников. Предлагавшиеся для X Persei периоды 850 и 1 не подтверждаются при совместном анализе фотометрических и поляриметрических данных. В фотометрических и поляриметрических данных по А0535+26 выделена составляющая с периодом около 103 дней, который может быть объяснен влиянием прецессии аккреционного диска вокруг нейтронной звезды.
Практическая ценность работы состоит в том, что она содержит обширный наблюдательный материал, который может быть использован при построении моделей рентгеновских двойных систем. Методика разделения вкладов двухкомпонентного источника и определения межзвездного поглощения может быть применена при анализе наблюдений других астрофизических объектов со сходными проявлениями активности (рентгеновские двойные системы, активные ядра галактик). Фотометр ИКАФ-5 активно используется для получения наблюдательного материала по нескольким программам, в которых, помимо автора, участвуют наблюдатели из ГАИШ, КрАО, ИКИ, Радиоастрофизической обсерватории АН Латвии, Таллинского технического университета, Сассекского университета (Англия) и др.
Результаты, выносимые на защиту:
1. Изготовление її ввод в эксплуатацию астрофотометров ИКАФ-3
и ИКАФ-5.
2. Многолетние ряды фотометрических наблюдений в широком
диапазоне длин волн (полосы UBVRIJHKLM) двух массивных
рентгеновских двойных систем, X Persei и А0535+26.
-
Выделение вклада избыточного излучения в этих системах с использованием усовершенствованной автором методики учета межзвездного поглощения.
-
Методика анализа поляриметрических наблюдений, применение которой позволило определить параметры межзвездной поляризации в направлении источников и исследовать характеристики собственной поляризации этих двойных систем.
5. Результаты анализа периодических компонентов в
фотометрических и поляриметрических данных: для X Persei показано,
что ранее предлагавшиеся значения периодов неверны, у А0535+26
обнаружен период» 103 , повндимому, являющийся отражением прецессии аккреционного диска вокруг нейтронной звезды.
Апробация работы. Основные результаты диссертации докладывались на семинарах кафедры астрофизики СПбГУ, семинарах отдела физики звезд и туманностей КрАО, международных конференциях "Frontier Objects in Astrophysics and Particle Physics" (Вулкано, Италия, 1992 и 1994 гг.) и др., и опубликованы в работах, список которых прилагается.
Актуальность работы
Как известно, первичный обмен масс в тесной двойной оказывает определяющее влияние как на свойства ее компонентов, так и на всю последующую эволюцию системы в целом. По этой причине исследование этого процесса, который у массивных систем
длится всего 10 - 10 лет, является важной и актуальной задачей.
Среди двойных, находящихся в стадии первичного обмена масс, особое место занимает немногочисленная группа звезд типа W Ser, у
которых темп перетекания вещества может достигать значения 10 -10 М/год. Такие системы характеризуются в первую очередь наличием плотной газовой оболочки, которая полностью экранирует принимающий вещество вторичный компонент. При этом вся система часто оказывается погружена в обширную общую оболочку. Эти двойные обладают рядом отличительных особенностей, на основании которых Плавец [1] в 1980 г. предложил выделить их в отдельную группу. Эта группа включает в себя W Ser, р Lyr, SX Cas, RX Cas, KX And, V367 Cyg, AX Mon и др.
Исследование этих двойных с использованием только традиционных методов спектроскопии и фотометрии сопряжено с значительными трудностями. В наблюдаемых спектрах звезд доминируют оболочечные линии, которые формируются в разных областях с сильно отличающимися физическими условиями. По этой причине даже линии главного компонента в таких системах выявляются неуверенно. Газовые потоки и аккреционные диски, существующие в двойных типа W Ser, искажают их кривые блеска, препятствуя применению стандартных алгоритмов их решения. В силу ряда причин для многих этих систем до сих пор остаются неизвестными такие принципиальные параметры орбиты как отношение масс q и угол наклона /, а также размеры и массы компонентов.
Актуальность поляриметрических исследований двойны: типа W Ser обусловлена тем, что исследуя переменную линейнук поляризацию, возникающую при рассеянии света в их оболочке можно определить углы наклона и ориентации орбиты, а такж получить важную информацию о геометрических свойствах самоі оболочки и особенностях распределения вещества в ней.
Целью настоящего исследования является:
1. Исследование линейной поляризации у пяти двойных типа W Ser
HD 207739, КХ And, V367 Cyg, V373 Cas и HD 187399.
-
Исследование круговой поляризации у V367 Cyg с цель» проверки результатов, полученных по этой звезде ранее Злиасої [2].
-
Определение у исследованных двойных величины угла наклона и угла ориентации орбиты Q.
-
Определение у исследованных двойных геометрических свойст газовых оболочек.
-
Локализация месторасположения газовых потоков в системах HD 207739, КХ And и V367 Cyg.
-
Исследование фотометрической переменности HD 207739, ЬС And и V373 Cas.
Научная новизна работы
Научная новизна выполненной работы определяется тем, чт звезды типа W Ser методами поляриметрии ранее практически и исследовались.
В ходе предпринятого исследования была впервые обнаружен переменная с фазой орбитального периода линейная поляризация
y HD207739, V373 Cas и HD 187399. Был подтвержден факт действительного наличия переменной поляризации у КХ And, шподозренной ранее Хуангом и др. [3] и обнаружена ее четкая корреляция с орбитальным вращением.
Было показано, что в системе V367 Cyg нет источника круговой поляризации и что выводы, сделанные на основе исследования ее поляризации Элиасом [2], во многом ошибочны.
Из анализа поляризации HD 207739 получены оценки угла наклона орбиты і = 77 ±3 и ориентации Q = 63 ± 7 . Сделан зывод о том, что газовая оболочка имеет высокую степень симметрии и концентрации относительно плоскости орбиты. Показано, что газовый поток, являющийся источником переменного толяризованного излучения, расположен между компонентами под >тлом 45 к линии центров. Была получена оценка верхнего предела зеличины радиуса главного компонента. Получено подтверждение зысказанного ранее (Гриффин и др. [4]) предположения о том, что эн не заполняет своей полости Роша. Из анализа фотометрии получено свидетельство в пользу существования горячего пятна на їго поверхности.
Из анализа поляризации КХ And получены оценки угла наклона
зрбиты і - 50 ±5 и ориентации Q = 100 ± 30 . Показано, что преобладание в наблюдаемой переменности поляризации первой ^армоники орбитального периода обусловлено большой оптической толщиной оболочки, которая окружает вторичный компонент и имеет утолщение на переднем крае. Вид кривой блеска двойной в :езон 1992 - 1994 гг свидетельствует о смещении момента минимума. Этот, ранее не наблюдавшийся, эффект говорит о том, тто облако газа на краю дискообразной оболочки, являющееся причиной переменности блеска звезды, изменяет с течением зремени свое положение на орбите по долготе.
Из анализа поляризации V367 Cyg получены оценки угла наклона орбиты і = 83 ±3 и ориентации Q = 54 ± 6 . Показано, что зольшая величина наблюдаемой линейной поляризации двойной
обусловлена не специфическими условиями в оболочке, каь предполагалось ранее Элиасом [2], а значительным вклада межзвездной составляющей. Сделан вывод о значительной степенр симметрии и концентрации рассеивающего свет веществ* относительно орбитальной плоскости. Показано, что переменна? поляризация возникает при рассеянии света на узкой стру* вещества, вытекающего от главного компонента через внутреннюк точку Лагранжа в направлении вторичного. Получены свидетельств* отсутствия в системе источника собственной постоянной линейно? поляризации. Был сделан вывод, что общая протяженная оболочка) двойной должна иметь форму близкую к сферической.
Из анализа поляризации V373 Cas получена оценка углг наклона орбиты / = 59 ± 4 . Показано, что переменная поляризацш в двойной возникает в результате эффекта отражения света главной компонента от несферической поверхности вторичного. Полученс свидетельство существования в системе источника собственно? постоянной линейной поляризации. Показано, что им можеі служить рассеяние света в несферической общей газовой оболочке Вид кривой блеска двойной дает основания считать, чт( фотометрическая переменность звезды в основном обусловлен; приливной деформацией формы главного компонента.
Из анализа поляриметрии HD 187399 определен yroj наклона орбиты і = 46 ±2 и ориентации Q. = 53 ± 15 . Показано, чт( переменная линейная поляризация в двойной возникает в результат* рассеяния света главного компонента в оболочке, окружающее невидимый вторичный компонент. Обнаруженная из поляриметри! малая величина угла наклона орбиты объясняет отсутствие і системе затмений без привлечения гипотезы о компактной природі вторичного компонента.
Научная и практическая ценность
Полученные результаты могут быть использованы прі определении физических параметров и построении адекватны*
юделей для исследованных в диссертации двойных систем. Определенная из поляриметрии величина угла наклона орбиты і может быть использована для точной оценки всех тех параметров двойной, которые из спектроскопии определяются в лучшем случае с точностью до sini или sin і. Это полуоси орбит компонентов at и а2 , а также массы М; и М2. Знание угла наклона позволяет в ряде случаев наложить важные ограничения на размеры компонент и существенно упростить процесс понимания особенностей двойной. Сведения о структуре оболочки и распределении вещества в ней позволяют сделать выводы о характере обмена масс и особенностях его протекания в разных двойных системах. Результаты, полученные в диссертации, свидетельствуют о пользе поляриметрии как важного дополнительного метода изучения природы взаимодействующих двойных.
Результаты данного исследования могут быть использованы во всех астрономических учреждениях, где занимаются проблемой тесных двойных, находящихся на ранней стадии обмена веществом. Диссертация может служить также практическим примером применения метода поляриметрии при изучения двойных звезд, демонстрируя его возможности и преимущества.
На защиту выносятся:
1. Результаты поляриметрических наблюдений HD 207739, КХ And, V367 Cyg, V373 Cas и HD 187399 и фотометрических наблюдений HD 207739, КХ And и V373 Cas.
2. Интерпретация результатов наблюдений, их анализ и
определенные для исследованных звезд значения угла наклона и
ориентации орбиты / и Q.
3. Выводы о геометрических свойствах оболочек у исследованных
двойных и заключения о месторасположении газовых потоков в
системах HD 207739, КХ And и V367 Cyg.
-
Вывод о том, что причиной преобладания в наблюдаемой переменности поляризации КХ And первой гармоники орбитального периода является большая оптическая толщина газовой оболочки вокруг вторичного компонента и заключение о том, что экранирующее этот компонент газовое облако может изменять с течением времени свое положение по долготе.
-
Вывод об отсутствии у V367 Cyg источника круговой поляризации и источника собственной постоянной линейной поляризации.
6. Вывод о том, что переменность поляризации в V373 Cas вызвана
эффектом отражения света главного компонента от поверхности
вторичного и заключение о существовании в системе источника
собственной постоянной линейной поляризации. Вывод о том, что
наблюдаемая переменность блеска в системе обусловлена
приливной деформацией главного компонента.
Апробация работы
Основные результаты диссертационной работы -докладывались на семинарах Лаборатории физики звезд и галактик Крымской астрофизической обсерватории (Украина), Обсерватории Университета г. Турку (Финляндия), Отделения астрономии Университета г. Оулу (Финляндия) и кафедры астрофизики Санкт-Петербургского Университета.
Объем и структура диссертации