Šipky WZ

WZ Arrows (WZ Sagittae, WZ Sge) je kataklyzmatická trpasličí nova v souhvězdí Arrows .

Systém se skládá z bílého trpaslíka a velmi nízkohmotného společníka. Hmotnost bílého trpaslíka je asi 0,85 hmotnosti Slunce a družice pouze 0,08 hmotnosti Slunce. Předpokládá se, že společníkem je hnědý trpaslík spektrálního typu L2 [6] . Vzdálenost k tomuto systému byla určena měřením paralaxy pomocí Hubbleova vesmírného dalekohledu a byla odhadnuta na 142 světelných let (43,5 parseků ) [1] . Doba oběhu systému je velmi krátká – 1,361 hodiny [1] . Na základě pozorování zatmění horké skvrny na bílém trpaslíkovi (tedy v místě, kde vypadává materiál z akrečního disku ), je rovina oběžné dráhy tohoto systému odhadnuta na 76°±6° k linii pohledu z Země [1] .

Historie výzkumu

V historii WZ Strela až do 21. století byla zaznamenána tři ohniska: v letech 1913, 1946 a 1978. První zaznamenané ohnisko objevil J. Mackie při studiu fotoarchivu Harvardské observatoře [8] : došlo k němu 22. listopadu 1913. Nova dosáhla maximálně 7 m ,0 [1] fotografické magnitudy. Hvězda pojmenovaná „Nova v šípu z roku 1913“ nebyla aktivních dalších 33 let. Znovu vzplanul v roce 1946 a tentokrát ho objevil Kurt Himpel na observatoři v Heidelbergu v Německu v noci z 28. na 29. června. Během tohoto výbuchu vzrostla jasnost WZ Sge z 12 m na 10 m za 4 hodiny a 29. června 1946 dosáhla vrcholu fotografické magnitudy 7 m 2 . Po vypuknutí v roce 1946 byl WZ Arrows považován za re-nový . Dne 28. listopadu 1978 pozoroval pozorovatel AAVSO J. Bortle hvězdu slabší než 14 m,5 magnitudy. Kvůli špatnému počasí nemohl po tři noci obnovit pozorování. 1. prosince 1978, 32 let po druhém výbuchu, J. T. McGraw z Texaské univerzity objevil WZ Strela ve vizuálním maximu asi 8 m , 0 magnitudy [9] . Poté začala každodenní vizuální a fotometrická pozorování ohniska po celém světě. Celkově se chování WZ Strela během tří výbuchů ukázalo jako stejné: jejich hlavním rysem byl prudký pokles jasu kolem 30. dne po maximu. Jedním z hlavních rozdílů mezi výbuchy v roce 1946 a 1978 je, že v prvním případě hvězda po prudkém poklesu jasu postupně klesala v jasnosti, zatímco při výbuchu v roce 1978 zaznamenala malé zotavení jasnosti po dobu čtyř dnů a poté zaznamenala jasnost. kolísání 32 dnů do data konečného snížení. Tento rozdíl může být způsoben nedostatkem dat pro rok 1946, protože pokles a obnovení jasu je velmi rychlé, a pokud nejsou k dispozici průběžná data, lze tuto funkci snadno přehlédnout [10] .

Vypuknutí roku 2001

23. července 2001 došlo k výbuchu, který byl široce pozorován astronomickou komunitou na Zemi a četnými satelity ve vesmíru. Po dosažení maximální zdánlivé magnitudy přibližně 8 m , 21 [1] ve dnech 23. až 24. července se WZ Strela 15. srpna setmělo na magnitudu 10 m ,7. Poté, po chvíli čekání, jeho světelná křivka ukázala prudký pokles o 2 m s rychlým zotavením 16. až 17. srpna. Poté hvězda začala slábnout a 18. až 19. srpna dosáhla magnitudy 12 m , 9 a 21. srpna opět obnovila svou vizuální magnitudu asi 10 m ,7 . Poté jasnost WZ Strela několik měsíců kolísala mezi 10 m , 7 a 12 m,7 . Během vzplanutí bylo provedeno více než 18 300 měření a poskytnuto AAVSO, jehož webové stránky poskytují složenou světelnou křivku [10] .

Klasifikační znaky

WZ Strela byla původně klasifikována jako nova v roce 1913 kvůli své velké amplitudě výbuchu. Poté, po opakovaném vzplanutí v roce 1946 s velkou amplitudou (~8 m ), byla překlasifikována na opakovanou novu . Fotometrické studie provedené během klidného období WZ Sge však ukázaly, že perioda rotace hvězd v systému kolem sebe je velmi krátká: 81 minut a 38 sekund, což obvykle není charakteristické pro opakované novy. Spektroskopická pozorování provedená během vzplanutí v roce 1978 navíc ukázala, že spektrální charakteristiky hvězdy jsou více podobné charakteristikám trpasličích nov: spektra byla hladká a neobsahovala široké emisní a absorpční pásy, které jsou jasně viditelné u opakovaných nov [ 11] . Pozorování v roce 1978 také ukázala fotometrické variace v jasnosti světelné křivky WZ Arrow nazývané „superhrumpy“. Tyto superhrby jsou určujícími charakteristikami trpasličích nov typu SU Ursa Major . WZ Arrows je tedy považován za prototyp podtřídy SU hvězd Ursa Major [10] .

Vlastnosti hvězd typu WZ Arrow

Časový úsek od jedné supervzplanutí k další se nazývá „supercyklus“. Délka supercyklu u známých hvězd, jako je SU Ursa Major, kolísá hlavně kolem několika set dní, ale některé systémy mají mnohem kratší nebo mnohem delší trvání supercyklů. Systémy s krátkými supercykly jsou známé jako hvězdy ER Ursa Major (ER UMa), zatímco systémy s dlouhými supercykly se nazývají WZ Arrows . Hvězdy ER Ursa Major obvykle tráví třetinu až polovinu svého času v supervzplanutích, přičemž supercykly trvají jen 20-50 dní. Když nejsou žádné supervzplanutí, pak tyto hvězdy vykazují časté "normální" vzplanutí - přibližně jednou za 4 dny. Naproti tomu hvězdy typu WZ Strela mají trvání supercyklů řádově desítky let, zatímco „normální“ záblesky vznikají velmi zřídka a ve velmi dlouhých intervalech [12] . WZ Strela sám produkoval supervzplanutí v intervalech 33, 32 a 23 let, přičemž „normální“ záblesky nebyly zaznamenány vůbec. Jiné hvězdy typu WZ Arrow, jako jsou AL Volos Veronica a EG Cancer , produkují supervzplanutí v intervalech asi 20 let.

Kromě 30letého supercyklu je WZ Arrows nejneaktivnější ze skupiny hvězd SU Ursa Major. Faktorem, který určuje různé načasování supercyklů, se zdá být rychlost přenosu hmoty během akrece. Hvězdy typu WZ Strela mají velmi nízkou rychlost přenosu hmoty, snad jen 10 12  kg/s. Vzhledem k pomalé rychlosti přenosu hmoty trvá desítky let, než se nahromadí dostatek materiálu pro supervzplanutí. Záhadou těchto hvězd je, proč během tohoto intervalu produkují jen málo nebo žádné normální výbuchy. I při nízké rychlosti přenosu hmoty by se měl materiál hromadit, snášet do vnitřního disku a způsobit explozi [10] . Jedním z návrhů, proč se tak nestane, je, že viskozita v akrečním disku je velmi nízká: materiál zůstává ve vnějším disku, kde je mnohem pravděpodobnější, že bude uložen před výbuchem. Problém s touto myšlenkou je však v tom, že příliš dobře nevysvětluje extrémně nízké úrovně viskozity. Další možné vysvětlení zahrnuje odstranění materiálu z vnitřního disku, aby se zabránilo vzplanutí: mohlo by to být způsobeno magnetickým polem bílého trpaslíka [13] .

Dalším rysem blízkých binárních systémů , kterými jsou hvězdy jako WZ Arrows, je to, že se stávají zdroji gravitačních vln . Záření gravitačních vln zcela určuje evoluci soustav dvou degenerovaných trpaslíků s oběžnou dobou kratší než 10 hod. V tomto případě bude rychlost výměny hmoty mezi složkami určena ztrátou momentu hybnosti (angular momentum ) v důsledku vyzařování gravitačních vln. Porovnání teoretických odhadů směnných kurzů řady krátkoperiodických kataklyzmatických proměnných typu WZ Sge s pozorovanými ukázalo, že vedoucím evolučním faktorem těchto blízkých binárních systémů může být záření gravitačních vln [14] .

Superhrby ve světelné křivce

V roce 2001 bylo během supervzplanutí WZ Strela detekováno velké množství superhrbů, které jsou formou modulace světelné křivky a objevují se i během supervzplanutí. Perioda superhrbu je o několik procent delší než doba oběhu. Vyskytují se i v době, kdy je hvězda v klidu, i když jejich perioda se v průběhu času obvykle pohybuje [10] .

Nicholas Vogt byl první, kdo navrhl, že superhrby vznikají, protože akreční disk se během supervýbuchu stává eliptickým. Navrhl, aby takový disk precesoval , což znamená, že by se postupně začal otáčet ve směru, ve kterém byl natažen, v časovém měřítku mnohem větším, než je doba oběhu (osa horních precesů stejným způsobem , ale pomalejším tempem). Dlouhá perioda diskové precese v kombinaci s orbitálním cyklem vede k vytvoření nové periodicity, superhrbu [15] .

Během prvního týdne poslední superflare WZ D. Steeghs a T. Marsh z University of Southampton , E. Kuulkers z Nizozemské organizace pro vesmírný výzkum a Utrecht University a B. Skidmore (V. Skidmore) z University of St. Andrews oznámil objev spirálních vln přítomných v akrečním disku tohoto systému. Spirální ramena v systému WZ Strela byla objevena poprvé a jsou důvodem pro následné spektroskopické studium vývoje takových struktur [10] . Samozřejmě je nemožné přímo vidět akreční disk v blízkém binárním systému: tyto objekty jsou od nás příliš daleko. Existuje však technika, která umožňuje sestavit diskovou mapu - Dopplerova tomografie. Podstatou metody je studium profilů emisních čar v závislosti na orbitální fázi binárního systému [16] .

Vlastnosti pozorování

Pozorovatelé, včetně amatérských astronomů , jsou vyzýváni, aby sledovali WZ Strela po celou dobu: jak během zbytku hvězdy, tak během vzácných supervzplanutí, a zejména během návratu hvězdy na minimum (v roce 1978 to trvalo asi 3 měsíce). Pozorování pomocí CCD kamery jsou zvláště nutná pro sledování superhrbů pozorováním každých 3-5 minut po dobu několika hodin. Doba CCD fotometrie by měla být velmi krátká: méně než 1 minuta expozice, nejlépe méně než 30 sekund [10] .

Poznámky

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. Astrometric Calibration of the M V - P orb Relationship for Cataclysmic Variables based on Hubble Space Telescope Fine Guidance Sensor Parallaxes  //  The Astronomical Journal  : journal. - IOP Publishing , 2004. - Sv. 127 . - str. 460-468 . - doi : 10.1086/380228 . - .
2. ↑ 1 2 3 : V* WZ Sge -- Dwarf Nova . SIMBAD . Centre de Données astronomiques de Strasbourg . Archivováno z originálu 28. prosince 2012.  (neurčitý) (Angličtina)
3. ↑ 1 2 Gaia Data Release 2  (anglicky) / Konsorcium pro zpracování a analýzu dat , Evropská kosmická agentura - 2018.
4. ↑ 1 2 Krzeminski, W.; Kraft, Robert P. Binární hvězdy mezi kataklyzmatickými proměnnými. V. Fotoelektrická a spektroskopická pozorování ultrakrátké binární soustavy Nova WZ Sagittae  //  The Astrophysical Journal  : journal. - IOP Publishing , 1964. - Sv. 140 . — S. 921−935 . - doi : 10.1086/147995 . - .
5. ↑ 12H.C .; _ Potok; Rutten, RGM Oblast dopadu proudu na disku WZ SGE  // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society  . - Oxford University Press , 1998. - Sv. 299 , č.p. 3 . — S. 768 . - doi : 10.1046/j.1365-8711.1998.01809.x . - .
6. ↑ 1 2 3 4 Steeghs, Danny; Howell, Steve B.; Knigge, křesťan; Gansicke, Boris T.; Sion, Edward M.; Welsh, William F. Dynamical Constraints on the Component Masss of the Cataclysmic Variable WZ Sagittae  //  The Astrophysical Journal  : journal. - IOP Publishing , 2007. - Září ( roč. 667 , č. 1 ). - str. 442-447 . - doi : 10.1086/520702 . - . - arXiv : 0706.0987 .
7. ↑ Astronomická databáze SIMBAD
8. ↑ Leavitt, HS, Mackie, JC,. {{{title}}} // Harvard College Observatory Circular. - 1919. - T. 219 .  (Angličtina)
9. ↑ Patterson, J., McGraw, J., et al. A Photometric Study of the Dwarf Nova WZ Sagittae in Outburst  //  The Astrophysical Journal  : journal. - IOP Publishing , 1981. - 15. září ( roč. 248 ). - S. 1067-1075 .  (Angličtina)
10. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 BSJ. WZ  Sagittae . AAVSO (19. července 2010). Archivováno z originálu 28. prosince 2012.
11. ↑ Ortolani, S., Rafanelli, P., et. al. Nedávný výbuch trpaslíka Nova WZ Sagittae  // Astronomie a astrofyzika  . - EDP Sciences , 1980. - Sv. 87 . - str. 31-35 .  (Angličtina)
12. ↑ Matthews, OM; Speith, R.; Wynn, G.A.; West, RG Magneticky moderované výbuchy WZ Sagittae  // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society  . — Oxford University Press , 2007. — Únor ( roč. 375 , č. 1 ). — S. 105−114 . - doi : 10.1111/j.1365-2966.2006.11252.x . - . - arXiv : astro-ph/0611200 .
13. ↑ Lasota, JP a kol. "Trpasličí novy při nízkých rychlostech přenosu hmoty . Astronomie a astrofyzika . (neurčitý)  (anglicky)
14. ↑ A.V. Tutukov. : Evoluce blízkých dvojhvězd . Astronet . Datum přístupu: 24. října 2012. Archivováno z originálu 28. září 2013.  (neurčitý)  (Ruština)
15. ↑ Hellier, C. Cataclysmic Variable Stars: How and Why they var. - Kapitola 6: Eliptické disky a superoutbursty: Springer-Praxis, Londýn, 2001. - 75-95 s.  (Angličtina)
16. ↑ D. Steeghs. : Dopplerovská tomografie akrece ve dvojhvězdách . archive.org .  (neurčitý) (Angličtina)

Odkazy

• Objev nové kataklyzmatické proměnné typu WZ Sagittae v datech Kepler/K2