WZ pilar

WZ Arrows (WZ Sagittae, WZ Sge) är en kataklysmisk dvärgnova i stjärnbilden Pilar .

Systemet består av en vit dvärg och en följeslagare med mycket låg massa. Massan av den vita dvärgen är cirka 0,85 solmassor , och satelliten är bara 0,08 solmassor. Det antas att följeslagaren är en brun dvärg av spektraltyp L2 [6] . Avståndet till detta system bestämdes genom parallaxmätningar med rymdteleskopet Hubble och uppskattades till 142 ljusår (43,5 parsecs ) [1] . Systemets omloppstid är mycket kort - 1,361 timmar [1] . Baserat på observationer av förmörkelser av en het fläck på en vit dvärg (dvs platsen där material faller ut ur ansamlingsskivan ) uppskattas planet för detta systems omloppsbana till 76°±6° till siktlinjen från Jorden [1] .

Forskningshistoria

I WZ Strelas historia fram till 2000-talet registrerades tre utbrott: 1913, 1946 och 1978. Det första registrerade utbrottet upptäcktes av J. Mackie när han studerade fotoarkivet från Harvard Observatory [8] : det inträffade den 22 november 1913. Novan nådde en maximal fotografisk magnitud på 7 m ,0 [1] . Stjärnan, som heter "Nova in the Arrow of 1913", var inte aktiv under de kommande 33 åren. Den flammade upp igen 1946, och den här gången upptäcktes den av Kurt Himpel vid Heidelbergobservatoriet i Tyskland natten mellan den 28 och 29 juni. Under detta utbrott steg ljusstyrkan för WZ Sge från 12 m till 10 m på 4 timmar och nådde en topp på 7 m 2 fotografisk magnitud den 29 juni 1946. Efter utbrottet 1946 ansågs WZ Arrows vara en ny . Den 28 november 1978 observerade AAVSO- observatören J. Bortle en stjärna svagare än 14m.5 magnitud. På grund av dåligt väder kunde han inte återuppta observationer under tre nätter. Den 1 december 1978, 32 år efter det andra utbrottet, upptäckte J. T. McGraw vid University of Texas WZ Strela vid ett visuellt maximum av omkring 8 m .0 magnitud [9] . Efter det började dagliga visuella och fotometriska observationer av utbrottet runt om i världen. På det hela taget visade sig beteendet hos WZ Strela vara detsamma under de tre utbrotten: deras huvuddrag var en kraftig minskning av ljusstyrkan runt den 30:e dagen efter maximum. En av de största skillnaderna mellan utbrotten 1946 och 1978 är att i det första fallet minskade stjärnan gradvis i ljusstyrka efter en kraftig nedgång i ljusstyrka, medan den i utbrottet 1978 upplevde en liten återhämtning av ljusstyrkan under fyra dagar och sedan upplevde en ljusstyrka. fluktuation på 32 dagar fram till datumet för slutlig minskning. Denna skillnad kan bero på bristen på data för 1946, eftersom minskningen och återhämtningen av ljusstyrkan är mycket snabb, och om kontinuerliga data inte är tillgängliga är denna funktion lätt att missa [10] .

Utbrottet 2001

Den 23 juli 2001 inträffade ett utbrott som observerades allmänt av det astronomiska samfundet på jorden och av många satelliter i rymden. Efter att ha nått en maximal skenbar magnitud på cirka 8 m .21 [1] den 23-24 juli, nedtonades WZ Strela till magnituden 10 m ,7 den 15 augusti. Sedan, efter lite väntan, visade dess ljuskurva ett kraftigt fall på 2 m med en snabb återhämtning den 16-17 augusti. Sedan började stjärnan blekna och nådde en magnitud på 12m.9 den 18-19 augusti , och den 21 augusti återställde den igen sin visuella magnitud på cirka 10m.7 . Sedan fluktuerade ljusstyrkan för WZ Strela mellan 10m.7 och 12m.7 under flera månader . Mer än 18 300 mätningar gjordes under utbrottet och lämnades till AAVSO, vars webbplats tillhandahåller en sammansatt ljuskurva [10] .

Klassificeringsfunktioner

WZ Strela klassades ursprungligen som en nova 1913 på grund av dess stora utbrottsamplitud. Sedan, efter ett upprepat utbrott 1946 med en stor amplitud (~8 m ), klassificerades den om till en upprepad nova . Dock har fotometriska studier gjorda under den tysta perioden av WZ Sge visat att rotationsperioden för stjärnor i systemet runt varandra är mycket kort: 81 minuter och 38 sekunder, vilket vanligtvis inte är karakteristiskt för upprepade novaer. Dessutom visade spektroskopiska observationer som gjordes under utbrottet 1978 att stjärnans spektrala egenskaper liknar de hos dvärgnovaer: spektra var jämna och innehöll inte de breda emissions- och absorptionsband som är tydligt synliga i upprepade novaer [ 11] . Observationer 1978 visade också fotometriska variationer i ljusstyrkan hos WZ Arrows ljuskurva som kallas "superhumps". Dessa superhumps är de definierande egenskaperna hos dvärgnovaer av typen SU ​​Ursa Major . Således anses WZ Arrows vara prototypen av en underklass av SU-stjärnor Ursa Major [10] .

Funktioner av WZ Arrow typ stjärnor

Tidsperioden från en superflare till nästa kallas en "supercykel". Längden på supercykeln för kända stjärnor som SU Ursa Major fluktuerar huvudsakligen runt några hundra dagar, men vissa system har mycket kortare eller mycket längre varaktighet av supercykler. System med korta supercykler är kända som ER Ursa Major (ER UMa) stjärnor, medan system med långa supercykler kallas WZ Arrows . ER Ursa Major-stjärnor tillbringar vanligtvis en tredjedel till hälften av sin tid i superflares, med supercykler så korta som 20-50 dagar. När det inte finns några superbloss visar dessa stjärnor ofta "normala" bloss - ungefär en gång var 4:e dag. Däremot har stjärnor av WZ Strela-typ supercykelvaraktigheter i storleksordningen decennier, medan "normala" flammor producerar mycket sällan och med mycket långa intervall [12] . WZ Strela producerade själv superflares med intervaller på 33, 32 och 23 år, medan "normala" blixtar inte registrerades alls. Andra stjärnor av typen WZ Arrow, såsom AL Volos Veronica och EG Cancer , producerar superflares med cirka 20 års mellanrum.

Förutom den 30-åriga supercykeln är WZ Arrows den mest inaktiva bland SU Ursa Major-gruppen av stjärnor. Faktorn som bestämmer olika tidpunkter för supercykler verkar vara hastigheten för massöverföring under ackretion. Stjärnor av typen WZ Strela har en mycket låg massöverföringshastighet, kanske bara 10 12  kg/s. Med tanke på den långsamma massöverföringshastigheten tar det årtionden att ackumulera tillräckligt med material för en superflare. Mysteriet med dessa stjärnor är varför de producerar få eller inga normala utbrott under detta intervall. Även med en låg massöverföringshastighet bör material ackumuleras, driva in i den inre skivan och orsaka en explosion [10] . Ett förslag på varför detta inte händer är att viskositeten i ansamlingsskivan är mycket låg: materialet stannar kvar i den yttre skivan, där det är mycket mer sannolikt att det lagras innan utbrottet. Problemet med denna idé är dock att den inte förklarar de extremt låga nivåerna av viskositet särskilt bra. En annan möjlig förklaring involverar borttagning av material från den inre skivan för att förhindra flare: detta kan bero på magnetfältet hos den vita dvärgen [13] .

En annan egenskap hos nära binära system , som är stjärnor som WZ-pilar, är att de blir källor till gravitationsvågor . Strålningen från gravitationsvågor bestämmer helt utvecklingen av system av två degenererade dvärgar med en omloppsperiod på mindre än 10 timmar. I detta fall kommer hastigheten för utbyte av materia mellan komponenterna att bestämmas av förlusten av rörelsemängd (vinkelmomentum) ) på grund av emission av gravitationsvågor. Jämförelse av de teoretiska uppskattningarna av växelkurserna för ett antal kortperiodiska kataklysmiska variabler av WZ Sge-typ med de observerade visade att den ledande evolutionära faktorn för dessa nära binära system kan vara strålningen från gravitationsvågor [14] .

Superhumps i ljuskurvan

Under 2001, under WZ Strela superflare, upptäcktes ett stort antal superhumps, som är en form av ljuskurvmodulering och dyker upp även under superflaren. Superhumpperioden är flera procent längre än omloppsperioden. De inträffar även medan stjärnan är i vila, även om deras period vanligtvis driver med tiden [10] .

Nicholas Vogt var den första som föreslog att superhumps bildas eftersom ackretionsskivan blir elliptisk under ett superutbrott. Han föreslog att en sådan skiva skulle precessera , vilket betyder att den gradvis skulle börja svänga i den riktning som den sträcktes, på en tidsskala som är mycket större än tiden för omloppsbanan (den övre axeln precesserar på samma sätt , men i långsammare takt). Den långa perioden av diskprecession, i kombination med omloppscykeln, leder till skapandet av en ny periodicitet, superhumpen [15] .

Under den första veckan av den sista WZ superflare, D. Steeghs och T. Marsh från University of Southampton , E. Kuulkers från den nederländska rymdforskningsorganisationen och Utrecht University , och B. Skidmore (V. Skidmore) från University of St. Andrews rapporterade upptäckten av spiralvågor som finns i ackretionsskivan i detta system. Spiralarmar i WZ Strela-systemet upptäcktes för första gången, och de är anledningen till den efterföljande spektroskopiska studien av utvecklingen av sådana strukturer [10] . Naturligtvis är det omöjligt att direkt se ackretionsskivan i ett nära binärt system: dessa objekt är för långt ifrån oss. Det finns dock en teknik som låter dig bygga en diskkarta - Doppler-tomografi. Kärnan i metoden är att studera profilerna för emissionslinjer beroende på det binära systemets omloppsfas [16] .

Funktioner för observation

Observatörer, inklusive amatörastronomer , uppmanas att följa WZ Strela hela tiden: både under resten av stjärnan och under sällsynta superflares, och särskilt under stjärnans återkomst till ett minimum (1978 tog det cirka 3 månader). Observationer med en CCD-kamera krävs speciellt för att övervaka superhumps genom att observera var 3-5 minut i flera timmar. Tiden för CCD-fotometri bör vara mycket kort: mindre än 1 minuts exponering, helst mindre än 30 sekunder [10] .

Anteckningar

1. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 Harrison, Thomas E.; Johnson, Joni J.; McArthur, B.E.; Benedict, G.F.; Szkody, Paula; Howell, Steve B.; Gelino, Dawn M. En astrometrisk kalibrering av M V -P orbs relation för kataklysmiska variabler baserad på Hubble Space Telescope Fine Guidance Sensor Parallaxes  //  The Astronomical Journal  : journal. - IOP Publishing , 2004. - Vol. 127 . - S. 460-468 . - doi : 10.1086/380228 . - .
2. ↑ 1 2 3 : V* WZ Sge - Dvärg Nova . SIMBAD . Centre de Données astronomiques de Strasbourg . Arkiverad från originalet den 28 december 2012.  (obestämd) (Engelsk)
3. ↑ 1 2 Gaia Data Release 2  (engelska) / Data Processing and Analysis Consortium , European Space Agency - 2018.
4. ↑ 1 2 Krzeminski, W.; Kraft, Robert P. Binära stjärnor bland kataklysmiska variabler. V. Fotoelektriska och spektroskopiska observationer av den ultrakorta binära Nova WZ Sagittae  //  The Astrophysical Journal  : journal. - IOP Publishing , 1964. - Vol. 140 . — S. 921−935 . - doi : 10.1086/147995 . - .
5. ↑ 12H.C .; _ Spruit; Rutten, RGM Strömmens nedslagsregion i skivan av WZ SGE  // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society  . - Oxford University Press , 1998. - Vol. 299 , nr. 3 . — S. 768 . - doi : 10.1046/j.1365-8711.1998.01809.x . - .
6. ↑ 1 2 3 4 Steeghs, Danny; Howell, Steve B.; Knigge, Christian; Gansicke, Boris T.; Sion, Edward M.; Welsh, William F. Dynamiska begränsningar på komponentmassorna i den kataklysmiska variabeln WZ Sagittae  //  The Astrophysical Journal  : journal. - IOP Publishing , 2007. - September ( vol. 667 , nr 1 ). - s. 442-447 . - doi : 10.1086/520702 . - . - arXiv : 0706.0987 .
7. ↑ SIMBAD Astronomical Database
8. ↑ Leavitt, HS, Mackie, JC,. {{{title}}} // Harvard College Observatory Circular. - 1919. - T. 219 .  (Engelsk)
9. ↑ Patterson, J., McGraw, J., et al. En fotometrisk studie av Dwarf Nova WZ Sagittae i utbrott  //  The Astrophysical Journal  : journal. - IOP Publishing , 1981. - 15 september ( vol. 248 ). - P. 1067-1075 .  (Engelsk)
10. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 BSJ. WZ  Sagittae . AAVSO (19 juli 2010). Arkiverad från originalet den 28 december 2012.
11. ↑ Ortolani, S., Rafanelli, P., et. al. Det senaste utbrottet av dvärgen Nova WZ Sagittae  // Astronomi och astrofysik  . - EDP Sciences , 1980. - Vol. 87 . - S. 31-35 .  (Engelsk)
12. ↑ Matthews, OM; Speith, R.; Wynn, G.A.; West, RG Magnetiskt modererade utbrott av WZ Sagittae  // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society  . — Oxford University Press , 2007. — Februari ( vol. 375 , nr 1 ). — S. 105−114 . - doi : 10.1111/j.1365-2966.2006.11252.x . - . - arXiv : astro-ph/0611200 .
13. ↑ Lasota, JP et al. "Dvärgnovaer vid låga massöverföringshastigheter . Astronomi och astrofysik . (obestämd)  (engelska)
14. ↑ A.V. Tutukov. : Utvecklingen av nära binära stjärnor . Astronet . Datum för åtkomst: 24 oktober 2012. Arkiverad från originalet den 28 september 2013.  (obestämd)  (ryska)
15. ↑ Hellier, C. Cataclysmic Variable Stars: Hur och varför de var. - Kapitel 6: Elliptiska skivor och superutbrott: Springer-Praxis, London, 2001. - 75-95 s.  (Engelsk)
16. ↑ D. Steeghs. : Doppler tomografi av accretion i binärer . archive.org .  (obestämd) (Engelsk)

Länkar

• Upptäckt av en ny kataklysmisk variabel av WZ Sagittae-typ i Kepler/K2-data