Письма в Астрономический журнал. Астрономия и космическая астрофизика, 2024, № 5

Российская академия наук



            ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ


Астрономия и космическая астрофизика
Том 50     № 5     2024 Май
Основан в январе 1975 г.
Выходит 12 раз в год ISSN 0320-0108
Журнал издается под руководством Отделения физических наук РАН

Главный редактор Р.А. Сюняев
Редакционная коллегия И.Ф. Бикмаев, Д.С. Горбунов, С.А. Гребенев (ответственный секретарь), А.В. Иванчик, В.В. Кочаровский, К.А. Постнов, С.Ю. Сазонов, А.А. Токовинин, Н.Н. Чугай, Е.М. Чуразов, Л.Р. Юнгельсон
Редакционный совет
А.А. Вихлинин, В.С. Птускин Зав. редакцией М.Л. Скоробогатова

Адрес редакции: 117342 Москва, ул. Бутлерова, д. 17Б, а/я 47 тел. +7 (495) 330-69-21; E-mail: pazh@pleiadesonline.com; pazh@pran.ru;
WWW адрес: <http://hea.iki.rssi.ru/pazh>

Москва
ФГБУ «Издательство «Наука»






                                                                    © Российская академия наук, 2024
                                                                    © Редколлегия журнала “Письма
в Астрономический журнал» (составитель), 2024

        СОДЕРЖАНИЕ


Том 50, Номер 5, 2024



Спектральное и фотометрическое исследование нового затменного поляра Gaia23cer
  А. И. Колбин, Е. П. Павленко, В. Ю. Кочкина, А. С. Винокуров, С. Ю. Шугаров, А. А. Соснов-ский, К. А. Антонюк, О. И. Антонюк, Н. В. Пить, М. В. Сусликов, Э. К. Галимова, Н. В. Борисов, А. Н. Буренков, О. И. Спиридонова                                                 313

Обдирание нейтронной звезды в составе тесной двойной системы в паре с черной дырой
  Н. И. Крамарев, А. Г. Куранов, А. В. Юдин, К. А. Постнов                               325

Новые активные ядра галактик, обнаруженные телескопами ART-ХС и еРОЗИТА в ходе первых
пяти рентгеновских обзоров всего неба обсерватории СРГ. Часть 2
  Г. С. Усков, С.Ю. Сазонов, И.А. Зазнобин, М.Р. Гильфанов, РА. Буренин, Е.В. Филиппова,
  П. С. Медведев, А. В. Москалева, Р. А. Сюняев, Р. А. Кривонос, М. В. Еселевич          339

Гибридная новая V1405 CAS с кислородно-неоновым или углеродно-кислородным белым карликом?
  Т.Н. Тарасова                                                                          361

Соотношение площадей солнечного пятна и его тени: две популяции групп солнечных пятен
  Ю. А. Наговицын                                                                        372

ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ, 2024, том 50, № 5, с. 313-324


    СПЕКТРАЛЬНОЕ И ФОТОМЕТРИЧЕСКОЕ ИССЛЕДОВАНИЕ НОВОГО ЗАТМЕННОГО ПОЛЯРА GAIA23CER

© 2024 г. А. И. Колбин¹,²,⁵ *, Е. П. Павленко³ **, В. Ю. Кочкина¹’², А. С. Винокуров¹, С. Ю. Шугаров⁴,⁶, А. А. Сосновский³, К. А. Антонюк³, О. И. Антонюк³, Н. В. Пить³, М. В. Сусликов¹,², Э. К. Галимова², Н. В. Борисов¹, А. Н. Буренков¹, О. И. Спиридонова¹
¹ Специальная астрофизическая обсерватория РАН, Нижний Архыз, Россия ²Казанский (Приволжский) федеральный университет, Казань, Россия ³Крымская астрофизическая обсерватория РАН, Научный, Россия
⁴Астрономический институт Словацкой академии наук, Татранска Ломница, Словакия
⁵ Северо-Кавказский федеральный университет, Ставрополь, Россия
⁶ Государственный астрономический институт им. Штернберга МГУ им. Ломоносова, Москва, Россия
Поступила в редакцию: 10.04.2024 г.
После доработки 04.05.2024 г.; принята к публикации 06.05.2024 г.
      Представлены результаты оптического исследования затменного поляра Gaia23cer. Проведен анализ орбитальной переменности блеска в высоком ((г) и 16.5”) и низком ((г) и 19.2”) состояниях. Система имеет орбитальный период Pₒᵣb = 102.0665 ± 0.0015 мин и демонстрирует глубокие затмения продолжительностью Afₑci = 401.30 ± 0.81 с. Спектры имеют красный циклотронный континуум с зеемановским абсорбционным триплетом линии На, формирующимся в магнитном поле с индукцией В = 15.2 ±1.1 МГс. Источник эмиссионных линий имеет высокую полуамплитуду лучевых скоростей (X и 450 км/с), а его затмение запаздывает относительно затмения белого карлика. Путем моделирования спектрального распределения энергии получены оценки массы Mₜ = 0.79 ± 0.03М₀ и температуры Т = 11350 ± 650 К белого карлика. Продолжительность затмения соответствует массе донора М₂ = 0.10 - 0.13М₀ и наклонению орбитальной плоскости i = 84.3—87.0°. Из анализа эффектов эллипсоидальности, наблюдаемых в низком состоянии, а также блеска системы в затмении, сделана оценка температуры донора Т и 2900 К.


      Ключевые слова: звезды: новые, катаклизмические переменные; индивидуальные: Gaia23cer; методы: фотометрия, спектроскопия.

DOI: 10.31857/S0320010824050011, EDN: MYPIIJ

1. ВВЕДЕНИЕ
   Поляры (или звезды типа AM Her) представляют собой тесные двойные системы, состоящие из сильно замагниченного (В ~ 10 - 100 МГс) белого карлика и маломассивной холодной звезды (обычно M-карлика), заполняющей свою полость Роша. Сильное магнитное поле поляров препятствует образованию аккреционного диска, направляя аккрецируемое вещество по силовым линиям к окрестностям магнитных полюсов. При взаимодействии падающего газа с поверхностью белого карлика образуются горячие (Т ~ 10 кэВ) аккреционные пятна, которые являются источниками тормозного рентгеновского излучения и поляризованного циклотронного излучения в оптическом и инфракрасном диапазонах. Сильное магнитное поле также делает поляры синхронными системами, где период вращения белого карлика равен орбитальному периоду. Для более детального знакомства со звездами типа AM Her мы отсылаем читателя к обзорной работе Кроппер (1990).


    * Электронный адрес: kolbinalexander@mail.ru

    ** Электронный адрес: eppavlenko@gmail.com

   Исследования звезд типа AM Her важны по нескольким аспектам. Во-первых, изучение поляров необходимо для понимания происхождения и структуры магнитных полей белых карликов в двойных системах (Беллони и Шрайбер, 2020; Шрайбер и др., 2021). Во-вторых, из-за большого радиуса магнитосферы, сравнимого с большой полуосью, системы типа AM Her удобны для изучения физики взаимодействия аккрецируемого газа с магнитными полями ак-креторов (Хамери и др., 1986; Ли, 1999). В-третьих, исследование поляров важно для понимания особенностей эволюции тесных двойных систем с замагни-ченными компонентами (Беллони и др., 2020). Для выполнения работ по указанным направлениям особенно важны затменные системы. Затмения позволяют находить надежные параметры двойной системы (массы компонент, наклонение орбиты). Кроме того, моделирование профиля затмения в полярах позволяет восстановить геометрию аккреционного течения (см, например, Харроп-Аллин и др., 1999, 2001).
   Объект Gaia23cer (ZTF18abunixr, AT2023row; а = = 01h26s07.79m, 5 = +12°10'48.94") обнаружен как оптический транзиент по наблюдениям обсерватории

313

КОЛБИН и др.

Gaia (Ходжкин и др., 2023). Симон и др., 2023 обнаружили фотометрическую переменность с периодом 0.065(6) сут и глубокими затмениями. Соснов-ский и др. (2023) выполнили многополосные фотометрические наблюдения Gaia23cer. Сообщается о двухгорбых кривых блеска с глубокими затмениями (ДВ « ДУ « ARC « 5т и Д1с « 3т) продолжительностью « 7.6 мин. На основе анализа фотометрического поведения Gaia23cer авторами сделано предположение о принадлежности объекта к звездам типа AM Her.
   В настоящей работе выполнено оптическое исследование Gaia23cer с использованием фотометрических и спектральных наблюдений. В следующем разделе описываются проведенные наблюдения и методы обработки полученного материала. Далее, в разделе 3, проводится анализ многолетней и внутрисуточ-ной переменности поляра. В разделе 4 анализируется спектральное поведение Gaia23cer. Определение параметров белого карлика и донора проводится в разделах 5 и 6 соответственно. В заключении резюмируются результаты выполненной работы.

2. НАБЛЮДЕНИЯ И ОБРАБОТКА ДАННЫХ
2.1. Спектроскопия
   Набор спектров Gaia23cer получен на 6м телескопе БТА Специальной астрофизической обсерватории РАН в ночи 12/13 сентября и 19/20 октября 2023 г. Наблюдения проводились с использованием фокального редуктора SCORPIO-1¹ в режиме длиннощелевой спектроскопии Афанасьев и Моисеев (2005). Журнал спектральных наблюдений приведен в табл. 1.
   В первую ночь использовалась объемная фазовая голографическая решетка VPHG1200B (1200 шт./мм), с которой покрывался диапазон длин волн X = 3700— 5300 А. Было получено 10 спектров вблизи фазы затмения² с экспозициями 120 c при ширине щели 1.2". Наблюдения выполнялись в хороших астроклимати-ческих условиях с размером звездного изображения » 2.3".
   Наблюдения 19/20 октября 2023 г. проводились с решеткой VPHG1200G (1200 шт./мм) и щелью шириной 1.2", которые обеспечивают охват спектрального диапазона X = 3900—5700 А, c разрешением ДХ « 5 А. В эту же ночь получено 4 спектра с решеткой VPHG550G (550 шт./мм), с которой покрывается диапазон X = 4000—7200 А с разрешением ДХ « 8 А (ширина щели была также равна 1.2"). Наблюдения проводились в плохих погодных условиях с легкой облачностью и высоким (FWHM « 5") размером звезд

   ¹Описание прибора SCORPIO-1 можно найти по адресу: https://www.sao.ru/hq/lsfvo/devices/scorpio/scorpio.html

   ²Четвертая экспозиция не используется в дальнейшем анализе, поскольку она совпала с наиболее глубокой частью затмения и на полученном спектре объект не детектируется.

ного изображения. Щель спектрографа была ориентирована по линии, соединяющей Gaia23cer и соседнюю яркую звезду (Gaia DR2 2586433433115244288, G = 16.76m). Из-за близкого расположения звезды-соседки к Gaia23cer (расстояние « 4.2") профили этих источников перекрывались в условиях сильно турбулентной атмосферы.
   Обработка спектрального материала проводилась при помощи средств пакетов IRAF³ и MIDAS. Из изображений со спектрами были удалены кадры электронного нуля, на основе снимков лампы плоского поля выполнена коррекция за неоднородную чувствительность прибора, а при помощи кадров лампы Th—Ar проведена калибровка спектров по длинам волн. Удаление следов космических частиц проводилось при помощи кода LACosmic ван Доккум (2001). Из-за низкого качества звездного изображения 19/20 октября профиль Gaia23cer перекрывался с профилем соседней яркой звезды. Для разделения спектров двух источников их профили вдоль щели аппроксимировались суммой двух гауссиан. Разделение гауссиан было зафиксировано на значении, соответствующем угловому расстоянию между источниками. Ширины гауссиан считались одинаковыми и плавно изменяющимися с длиной волны. Потоки излучения от звезды измерялись по площади вписанных гауссиан. Поскольку наблюдения выполнялись в условиях переменной облачности, найденные потоки могут содержать значительные ошибки и в настоящей работе анализировалась лишь форма спектральной плотности потока. Для каждого полученного спектра вычислены барицентрические юлианские даты BJD и барицентрические поправки к лучевой скорости.

2.2. Фотометрия
   Фотометрические наблюдения Gaia23cer проводились с сентября 2023 г. по январь 2024 г. на нескольких телескопах: 2.6-м телескопе ЗТШ и 1.25-м телескопе АЗТ-11 Крымской астрофизической обсерватории РАН; 60-см телескопе Цейсс-600 (G2; Татранска Ломница, Словакия); 1-м телескопе Цейсс-1000 Специальной астрофизической обсерватории РАН. Они оснащались ПЗС-фотометрами с фильтрами фотометрической системы Джонсона—Коузинса. Дополнительные наблюдения выполнены без использования фильтров на телескопе К-380 Крымской астрофизической обсерватории. Журнал фотометрических наблюдений Gaia23cer представлен в табл. 2.
   Обработка полученных ПЗС-кадров включала в себя вычитание электронного нуля, деление на изображения плоского поля и удаление следов космических частиц. Для изображений, полученных в полосе 1с, также выполнялось устранение фрингов.

   ³Пакет программ обработки и анализа астрономических данных IRAF доступен по адресу https://iraf-community.github.io

ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 50 № 5 2024

ИССЛЕДОВАНИЕ НОВОГО ЗАТМЕННОГО ПОЛЯРА GAIA23CER

315

Таблица 1. Журнал спектральных наблюдений Gaia23cer на БТА/SCORPIO. Перечислены даты наблюдений, количество полученных спектров, использованные тризмы, спектральные диапазоны, спектральные разрешения, а также продолжительности экспозиций (Д/ехр)

    Дата (UT)      А'  Гризма   Диапазон, А дх, А A,e\p, с
12/13 сен. 2023 т. 10 VPHG1200B 3700---5300  5.5    120   
19/20 окт. 2023 т. 17 VPHG1200G 3900---5700  5.0    300   
19/20 окт. 2023 т. 4  VPHG550G  4000---7200  8.0    300   

Из-за наличия яркото соседа измерение потоков Gaia23cer проводилось методом PSF-фотометрии, реализованного в программной библиотеке photutils⁴.

3. АНАЛИЗ ФОТОМЕТРИИ
   Для анализа долтовременной переменности Gaia23cer нами использованы данные обзора ZTF Маски и др. (2018). На рис. 1 представлены кривые блеска Gaia23cer в полосах g, г, i, заимствованные из каталота ZTF DR20 и охватывающие « 5.5 лет наблюдений. В них проявляются низкое ((g) « (г) « 19.2™) и высокое состояния ((г) ~ 16.5™), соответствующие разным темпам аккреции. На том же рисунке представлены периодограммы Ломба—Скартла Ван-дерПлас (2018), построенные по данным в низком состоянии. На периодограммах выделяется пик мощности на частоте f = 14.10845 ± 0.0002 сут⁻¹ (период Р = 102.0665 ±0.0015 мин), а также более слабые пики на частотах f ±п (п = 1,2,... сут⁻¹), обусловленные модуляцией наблюдений с суточным вращением Земли. На рис. 1 также представлены фазовые кривые блеска, полученные для найденното периода Gaia23cer. Из-за наличия выраженных затмений очевидно, что этот период является орбитальным. Имеется слабая внезатменная переменность в полосах g и г с амплитудой « 0.2™. В полосе i внезатменная переменность имеет двухторбую структуру и более высокую амплитуду (Ai « 0.3™). Сравнимая амплитуда внезатменной переменности ожидается для эффекта эллипсоидальности донора при типичных для Pₒᵣb «100 мин параметрах компонент системы (см. подробнее раздел 6).
   Фазовые кривые блеска Gaia23cer, полученные на основе наших осенних наблюдений 2023 т., показаны на рис. 2. Они застали Gaia23cer в высоком состоянии с внезатменным блеском V = 16 - 17™. Кривые блеска в полосах V, Rc, Ic имеют вне затмений двухторбую форму с расстоянием между торбами « ¹/₂Pₒᵣb и амплитуду блеска AV «1™, ARC « 1.2™, Д1с « 1.3™. Примечательно, что в кривых блеска отсутствует фаза плато с пониженным блеском и протяженностью «¹/₂Pₒᵣb. Для затменной системы (т.е. системы с высоким наклонением оси вращения белого карлика i ~ 90°) такую фазу следовало бы ожидать в случае одното аккреционного пятна, котда оно на   ⁴Библиотека для поиска источников и фотометрии photutils доступна по адресу https://photutils.readthedocs.io/en/stable

UT Date

11Мау18 23Sepl9 04Feb21         19Jim22    01Nov23

250   500  750 1000 1250 1500 1750 2000 2250
HID- 2458000

Frequency [days']

   18.2 SP18.4 £18.6 S 18.8 CD В 19.0
   19.2 « 19.4

      0.00   0.25    0.50   0.75    1.00   1.25    1.50    1.75   2.00

Phase

Рис. 1. Верхняя панель: долговременные кривые блеска Gaia23cer, полученные обзором ZTF в полосах g, г, i (синие, красные, черные точки соответственно). Серыми областями указаны низкие состояния объекта. Средняя панель: периодотраммы Ломба—Скартла, полученные по кривым блеска в полосах g и г (синяя и красная линии соответственно) в низком состоянии. Нижняя панель: фазовые кривые блеска в полосах g, г, i (синие, красные, черные точки соответственно) в низком состоянии, построенные сотласно эфемеридам (1). Синей линией показана теоретическая кривая блеска, рассчитанная для модели полуразделенной двойной системы (см. раздел 6).



ходится за наблюдаемым диском белото карлика (см., например, Колбин, Борисов и др., 2022). Отсутствие фазы плато может указывать на двухполюсной режим аккреции в высоком состоянии, поскольку в случае двух или более пятен хотя бы одно из них будет видимо наблюдателю в произвольную фазу орбитального периода. На рис. 2 также показана кривая блеска Gaia23cer, полученная в низком состоянии 29/30 января 2024 т. в полосе V. В отличие от высокого соПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 50 № 5 2024

КОЛБИН и др.

Таблица 2. Журнал фотометрических наблюдений Gaia23cer. Перечислены телескопы и ПЗ С-приемники, задействованные в наблюдениях, продолжительность наблюдений, количество полученных изображений (N), фотометрические полосы (integral — наблюдения без фильтра), а также продолжительности экспозиций (Д/ехр)

Продолжительность,   N   Фильтр  Дгeхр, с Продолжительность,  N  Фильтр   Д^хр,с
   BJD-2459000                               D.ID-2459000                       
ЗТШ/ELSE-i 1KX1KBI MID                    1215.540           1      U     825   
1201.427-1201.589  83    В       30       1215.507-1215.566  6      V       60  
1201.427-1201.590  81    V       30       1215.500-1215.619  43     Rc    150   
1201.427-1201.591  84    Rc      30       1215.510-1215.569  13     Ic      30  
1201.426-1201.590  85    Ic      30       1235.349-1235.576  53     В     180   
1229.287-1229.399  283   Ic      30       1235.317-1235.346  17     V     150   
1230.349-1230.430   99   В       60       1236.304-1236.522  43     В     180   
1258.356-1258.532  239   Ic      60       1236.302-1236.308  2      V     120   
Цейсс-1000/EEV 42-40 (2K х 2K)            1236.300-1236.419  72     Rc    120   
1201.487-1201.585  153   V       20       1339.198-1339.302  35     V     300   
1202.415-1202.485  120   Ic      20       АЗТ-11/ProLine PL23042                
1231.315-1231.423  168   Ic      20       1207.267-1207.373  49     Ic    180   
Цейсс-600/FLI ML 3041                     1208.256-1208.393  64     Ic    180   
1203.412-1203.558  19    В        60-150  1209.248-1209.411  75     Ic    180   
1203.417-1203.632  35    U       240      1210.269-1210.391  151    Rc      60  
1203.426-1203.559  8     V       30       1211.278-1211.358  197    Ic      60  
1203.428-1203.634  59    Rc      120      1213.253-1213.339  155    Ic      60  
1203.412-1203.558  10    Ic      30       1214.268-1214.348  195    Ic      60  
1205.438-1205.487  18    Rc      120      1215.250-1215.414  203    Ic      60  
1205.439           1     Ic      90       1216.264-1216.410  180    Ic      60  
1209.527-1209.531  2     В       120      1217.292-1217.403  134    Ic      60  
1209.528-1209.602  38    V       150      1221.281-1221.503  273    Ic      60  
1209.525-1209.530  2     Rc      120      K-380/APOGEE E47                      
1209.533-1209.540  2     Ic      90       1208.437-1208.606  149 integral 180   
1214.414-1214.533  7     В       45       1209.432-1209.582  133 integral 90    
1214.510           1     U       525      1212.406-1212.597  169 integral 90    
1214.412-1214.532  7     V       30       1221.365-1221.537  81  integral 180   
1214.406-1214.532  10    Rc      30       1223.301-1223.482  158 integral 90    
1214.429-1214.647  123   Ic      150                                            
1215.522-1215.565  4     В       45                                             

стояния, внезатменная переменность менее выражена и не превышает ДУ = 0.3™. Путем совместного анализа данных ZTF, ЗТШ, АЗТ-11 и Цейсс-600 получены эфемериды середины затмения

HJDₘᵢₙ = 2460201.43461(17) + 0.070879652(9)хК (1)

   На рис. 3 показаны профили затмения Gaia23cer, полученные на телескопе ЗТШ в полосах В и 1с. В полосе В наблюдается асимметрия профиля затмения с плавным входом и быстрым выходом. Такое поведение блеска в затмении является типичным для поляров в высоком состоянии и интерпретируется покрытием донором яркой аккреционной струи (см., например, Родригес и др., 2023; Борисов и др., 2016). В полосе 1с отношение свечения аккреционной струи к суммарному свечению аккреционного пятна и белого карлика меньше, что выражается в более слабом


проявлении струи в профиле затмения (аналогичное ослабление потока излучения от струи с длиной волны зарегистрировано, например, в HU Aqr Харроп-Аллинидр. (1999)).

   Для оценки продолжительности затмения его профиль в полосе 1с аппроксимировался трапецоидом. За продолжительность затмения белого карлика была принята ширина трапецоида на половине глубины Д/ес| = 401.30 ± 0.81 с. Измерение продолжительности входа в затмение Дг^ (и равной ей продолжительности выхода) затруднительно из-за высокой длительности экспозиции, размазывающей профиль затмения. Однако из аппроксимации кривой блеска трапецоидом можно наложить ограничение Д/и₁<, < 47 ± 2 с. Ошибки параметров затмения найдены методом Монте-Карло и соответствуют разбросу 1п.

ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 50 № 5 2024