Поляриметрия и фотометрия взаимодействующих двойных типа W Serpentis тема автореферата и диссертации по астрономии, 01.03.02 ВАК РФ

I ■ ч/

Крымская Астрофизическая Обсерватория

На правах рукописи

Бердюгин Андрей Валерьевич

УДК 524.387

ПОЛЯРИМЕТРИЯ И ФОТОМЕТРИЯ ВЗАИМОДЕЙСТВУЮЩИХ ДВОЙНЫХ ТИПА \\ 8ЕКРЕ1ЧТ18

01.03.02 - астрофизика и радиоастрономия

ДИССЕРТАЦИЯ

на соискание ученой степени кандидата физико-математических наук

Научный руководитель -кандидат физико-математических наук Шаховской Николай Михайлович

Крым 1997

Оглавление

Введение.......................................................................... 6

Глава 1. Методика наблюдений поляризации и обработки данных с

ЦВУЫ фотометром-поляриметром............................... 19

1.1 Краткое описание прибора.......................................... 19

1.2 Методика обработки данных наблюдений поляризации........ 22

1.3 Особенности наблюдения поляризации на АЗТ-11 при исследовании двойных звезд......................................... 24

1.4 Фотометрия.............................................................. 26

Глава 2. Поляризация излучения двойных звезд с газовыми оболочками;

методика ее исследования и анализа............................... 27

2.1 Основные положения и формулы................................... 27

2.2 Условия применимости............................................... 35

2.2.1 Отсутствие коротации................. ......................... 35

2.2.2 Конечные размеры звезд и затмения........................36

2.2.3 Большая оптическая толщина оболочки ....................37

2.3 Поляризация при эффекте отражения............................. 38

2.4 Случай эксцентричной орбиты.................................... 39

2.5 Методика оценки ошибок........................................... 41

2.6 Учет влияния межзвездной поляризации........................ 42

2.7 Примеры применения методики ВМЕ при исследовании

двойных систем....................................................... 45

Глава 3. Анализ результатов наблюдений HD 207739, КХ And,

V367 Cyg, V373 Cas и HD 187399 .................................. 47

3.1 Общие характеристики двойных типа W Ser..................... 47

3.2 HD 207739 (V1914 Cyg, F8I-II + В?)................................ 49

3.2.1 Предыдущие исследования двойной........................ 49

3.2.2 Наблюдения HD 207739 в КрАО............................. 51

3.2.3 Результаты фотометрии........................................ 53

3.2.4 Результаты поляриметрии..................................... 55

3.2.5 Выводы............................................................ 62

3.3 КХ And (HD 218393, BD+49°4045, G8 II + В?).................... 63

3.3.1 Предыдущие исследования двойной........................ 63

3.3.2 Фотометрические и поляриметрические наблюдения

КХ And, выполненные в КрАО..............................65

3.3.3 Переменность блеска КХ And................................ 67

3.3.4 Переменность поляризации КХ And........................ 69

3.3.5 Особенности геометрии оболочки КХ And................ 72

3.3.6 Определение углов наклона и ориентации орбиты...... 74

3.3.7 Выводы............................................................ 81

3.4 V367 Cyg (HD 198287-8, SAO 70517, A5II + В?)................. 81

3.4.1 Предыдущие исследования двойной....................... 81

-43.4.2 Предыдущие наблюдения поляризации V367 Cyg..............83

3.4.3 Наблюдения поляризации V367 Cyg, выполненные в КрАО............................................................................................................................84

3.4.4 Круговая поляризация........................................................84

3.4.5 Линейная поляризация................................................................................86

3.4.6 Межзвездная компонента в наблюдаемой линейной поляризации V367 Cyg................................................................................86

3.4.7 Анализ переменной составляющей поляризации и определение параметров орбиты и оболочки V367 Cyg . 93

3.4.8 Выводы ............................................................................98

3.5 V373 Cas (HD 224151, BD+56°3115, В0.5 II + В4 III) ........... 99

3.5.1 Предыдущие исследования двойной....................... 99

3.5.2 Фотометрические и поляриметрические наблюдения

V373 Cas, выполненные в КрАО...........................................102

3.5.3 Кривая блеска V373 Cas..............................................................................102

3.5.4 Особенности переменности поляризации V373 Cas ... 103

3.5.5 Собственная и межзвездная составляющие в поляризации V373 Cas..................................................................................108

3.5.6 Выводы........................................................................................................................111

3.6 HD 187399 (B8III + ?)....................................................................................................112

3.6.1 Результаты предыдущих исследований..........................................112

-53.6.2 Поляриметрические наблюдения НО 187399,

выполненные в КрАО..................................................................................114

3.6.3 Анализ переменности поляризации................................................114

3.6.4 Выводы....................................................................................................................121

Заключение..................................................................................................................................................123

Литература..................................................................................................................................................126

Приложение.................................................................................................................................131

ВВЕДЕНИЕ

Среди всего многообразия двойных звезд особое место занимают двойные с обменом масс. Хотя в любой двойной системе компоненты взаимодействуют друг с другом (посредством гравитации, по крайней мере), именно двойные с обменом масс принято называть "взаимодействующими". Обмен веществом между компонентами, если он имеет место, играет очень важную роль в жизни двойной и оказывает решающее влияние как на эволюцию системы в целом, так и на природу каждого компонента в отдельности. Достаточно сказать, что многие удивительные объекты, открытые и исследованные астрофизикой за последние 20 - 30 лет, являются компонентами двойных систем, которые находятся (или ранее находились) в состоянии активного взаимодействия посредством обмена веществом. К их числу относятся новые и новоподобные звезды, сим биотические звезды, катаклизмические переменные, вспыхивающие рентгеновские источники, пульсары и др.

Обмен веществом в двойной системе принято описывать в рамках концепции эквипотенциальных поверхностей и полостей Роша. Эквипотенциальная поверхность (поверхность равного потенциала) определяется из решения уравнения гравитационного потенциала для двойной системы в предположении круговой орбиты и синхронного осевого вращения компонент. Это та поверхность, в пределах которой может находиться звезда, являющаяся компонентом тесной двойной. На этой поверхности гравитационный потенциал, создаваемый обоими компонентами, уравнивается. Точку пересечения эквипотенциальных поверхностей двух звезд, лежащую между ними на линии, соединяющей их центры, принято называть внутренней точкой Лагранжа и обозначать Ь. Эквипотенциальные

поверхности, пересекающиеся в этой точке, и есть полости Роша. Их размер и

форма определяются отношением масс компонент q и расстоянием между ними.

Основываясь на степени заполнения компонентами двойной своих полостей Роша, двойные системы принято классифицировать как разделенные, полуразделенные и контактные. В разделенной двойной оба компонента не заполняют полости Роша и их форма близка к сферической. Как хорошо известно из теории эволюции звезд, каждая достаточно массивная звезда, эволюционируя, рано или поздно увеличивает свой размер. Более массивная звезда, входящая в состав двойной системы, эволюционирует и увеличивается в размерах быстрее менее массивной. Как только ее поверхность достигнет уровня полости Роша, ее вещество начнет течь по направлению к другой звезде через внутреннюю точку Лагранжа. Такие двойные системы принято называть полуразделенными. Если обе звезды заполняют свои полости Роша, образуется контактная система, в которой компоненты имеют общую гантелеобразную оболочку. Таким образом, обмен масс в двойной системе начинается с заполнения одной из компонент своей полости Роша. Этот вопрос, наряду с другими важным вопросами, имеющими отношение к природе взаимодействующих двойных систем, хорошо описан в первой главе книги [1]. Необходимо заметить, что в некоторых случаях обмен масс может происходить и в разделенных двойных. Один из компонентов может переносить вещество на другую звезду за счет интенсивного звездного ветра, даже не заполняя при этом полости Роша. Примерами таких двойных являются системы, включающие в себя в качестве одного из компонентов звезду типа Вольфа-Райе, а также некоторые рентгеновские двойные, состоящие из горячего О-В сверхгиганта и компактного компонента.

Поскольку вещество, теряемое главным (изначально более массивным) компонентом, обладает некоторым угловым моментом, оно не может сразу непосредственно упасть на поверхность второй звезды. Вокруг вторичного

компонента образуется аккреционный диск. Важным параметром, характеризующим процесс обмена веществом, является темп обмена масс,

или M, величина которого выражается в долях солнечной массы, переносимой за один год. Эта величина для разных взаимодействующих двойных может

-4 -8

лежать в пределах 10 - 10 М©/год. Если темп обмена масс очень высок, главный компонент может потерять так много своего вещества, что успеет стать менее массивным чем вторичный еще до того, как тот, в свою очередь, начнет эволюционное расширение. Типичным примером системы, образовавшейся таким образом, является Алголь. Такая стадия интенсивного первичного обмена масс длится не долго и имеет место не для всех тесных двойных. Плавец [2] первый предложил выделить несколько двойных, находящихся в этой стадии, в отдельную группу. Эти звезды были названы активными взаимодействующими двойными или двойными типа W Ser (серпентидами) по имени звезды, являющейся прототипом данного класса переменных. К группе звезд этого типа относятся хорошо известные двойные SX Cas, RX Cas, KX And, V367 Cyg, (3 Lyr и некоторые другие объекты, чья близость к группе серпентид была установлена сравнительно недавно. Отличительной особенностью всех этих двойных является наличие в системе околозвездного газа, обнаруживаемого по фотометрическим и спектральным наблюдениям.

У некоторых двойных типа W Ser темп обмена веществом достигает

-3 -4

величины 10 - 10 М©/год. При таких темпах аккреции вторичный компонент оказывается полностью закрытым плотной оптически непрозрачной оболочкой, делающей его невидимым. Звезды в таких системах часто оказываются окруженными общей кольцеобразной оболочкой, образованной из избытка вещества, вытекающего из переполненной полости Роша вторичного компонента (W Ser, (3 Lyr). Наиболее характерные свойства

двойных звезд типа W Ser подробно обсуждаются в третьей главе диссертации.

Правильное и, по возможности, более полное понимание природы двойных типа W Ser крайне важно с точки зрения построения адекватной и исчерпывающей научной схемы, описывающей характер и особенности самого процесса обмена веществом в тесных двойных системах. Первичный обмен масс оказывает определяющее влияние на всю последующую эволюцию системы и во многом определяет ее дальнейшую судьбу. В настоящее время известно немало двойных на поздних стадиях эволюции, демонстрирующих большое разнообразие наблюдательных свойств, включая такие уникальные объекты как Cyg Х-1 и SS 433. Между тем все это разнообразие во многом обусловлено особенностями первичного обмена веществом, протекающего в разных случаях по разному. В настоящее время считается, что большинство массивных тесных двойных проходит через стадию W Ser. Поскольку эта стадия длится недолго, звезд данного типа известно сравнительно мало и каждая из них обладает своими собственными, присущими только ей свойствами и характеристиками.

Процесс обмена веществом оказывает сильное влияние на параметры орбиты системы, изменяя период, эксцентриситет, отношение масс и расстояние между компонентами. Современные представления о характере этих изменений во многом основаны на предположении о консервативном способе обмена веществом. При таком обмене масс, общий вращательный момент системы сохраняется неизменным в ходе ее эволюции. Это условие выполняется только в том случае, если переносимое вещество не покидает пределы двойной системы. К настоящему времени получено немало свидетельств о том, что обмен веществом во многих двойных типа W Ser сопровождается значительными общими потерями массы. Теоретические расчеты эволюции двойной системы при неконсервативном обмене

сопряжены со значительными трудностями. По этой причине ее характер и особенности исследованы плохо. Для получения информации на этот счет необходимы достоверные сведения о параметрах орбиты и свойствах компонентов таких двойных. Поэтому задача определения из наблюдений фундаментальных параметров взаимодействующих двойных типа W Ser является столь важной и актуальной.

Актуальность исследования этих двойных с помощью методов поляриметрии вызвана, с одной стороны, самими физическими условиями, приводящими к возникновению в системах типа W Ser источника переменной линейной поляризации. Механизмом образования такой поляризации служит рассеяние света в неоднородной газовой оболочке. Анализ переменности поляризации с фазой орбитального вращения позволяет определить угол наклона плоскости орбиты / и ориентацию орбиты в пространстве Q. Помимо этого, данный анализ дает информацию о геометрических свойствах оболочки и об особенностях распределения вещества в ней, предоставляя тем самым возможность локализовать месторасположение газовых потоков и струй. Методика данного анализа, особенности ее применения и обзор существующих к настоящему времени результатов подробно рассмотрены во второй главе диссертации.

С другой стороны, актуальность поляриметрии для двойных типа W Ser обусловлена еще и тем, что исследование этих объектов с использованием только традиционных методов спектроскопии и фотометрии связано со значительными трудностями. В наблюдаемых спектрах чаще всего присутствуют линии только одного компонента, которые к тому же обычно оказываются сильно блендированными линиями оболочки. Переменность оболочечных линий носит сложный характер и с трудом поддается количественному анализу. Некоторые системы типа W Ser являются затменными, некоторые - нет. Для незатменных двойных только поляриметрия

может дать прямую оценку угла наклона плоскости орбиты. Различные косвенные методы для данных систем часто оказываются неприменимыми. Для затменных систем совместное решение кривой лучевых скоростей и кривой блеска, в принципе, позволяет определить наиболее важные параметры двойной, включая отношение масс, угол наклона и размеры компонентов. Однако у всех затменных систем типа W Ser, газовая оболочка, оказывая заметное влияние на фотометрическую переменность, искажает кривую блеска и деформирует форму минимумов. По этой причине прямое применение традиционных методов приводит очень часто к заведомо нереальным решениям.

В этом случае поляриметрические наблюдения могут служить очень важным дополнительным методом, позволяющим получить для каждой из исследованной звезды максимум достоверной информации. Необходимо отметить, что информация, определяемая из поляриметрии, основана на анализе простого и хорошо изученного физического процесса рассеяния света, и сам метод не требует никаких предположений о природе и свойствах компонентов.

Новизна предлагаемой к защите работы заключается в том, что звезды типа W Ser (за исключением р Lyr) методами поляриметрии практически не исследовались. Имеющиеся немногочисленные наблюдения двойных этого типа носят эпизодический характер, отягощены значительными ошибками и для количественного анализа не пригодны. Важным элементом новизны данного исследования является также то обстоятельство, что в ходе его выполнения были предприняты синхронные многоцветные (UBVRI) поляриметрические наблюдения. Изучение волновой зависимости поляризации позволило получить важную дополнительную информацию о механизмах ее образования.

Данная диссертация является итогом программы поляриметрических наблюдений четырех звезд относящихся к группе активных взаимодействующих двойных типа W Ser: HD207739, КХ And, V367 Cyg и HD187399. Помимо этих объектов, в диссертации представлены результаты, полученные для двойной V373 Cas. Эта звезда, хотя и не может быть отнесена непосредственно к переменным типа W Ser, тем не менее представляет из себя интересный пример двойной, которая, вероятнее всего, находится в начальной стадии активного обмена масс.

Целью диссертации является:

1. Детальное исследование линейной поляризации HD 207739, КХ And, V367 Cyg, V373 Cas и HD 187399.

2. Исследование круговой поляризации у V367 Cyg с целью проверки результатов, полученных по этой двойной ранее Элиасом [3].

3. Определения для указанных двойных угла наклона орбиты i и ориентации орбиты Cl.

4. Определение у исследованных двойных геометрических свойств газовых оболочек.

5. Локализация месторасположения газовых потоков в системах HD 207739, КХ And и V367 Cyg.

6. Исследование фотометрической переменности HD 207739, КХ And и V373 Cas с целью получения дополнительной информации об их природе.

Наблюдения были выполнены на 1.25 м телескопе Крымской Астрофизической Обсерватории с двухканальным UBVRI фотометром-поляриметром Пииролы. Краткое описание поляриметра и принципа его работы, а также описание методики наблюдений и обработки данных содержатся в первой главе диссертации. Для КХ And, V367 Cyg и V373 Cas в КрАО была выполнена также программа спектральных наблюдений в которой

�