WZ nuolet

WZ Arrows (WZ Sagittae, WZ Sge) on kataklysminen kääpiönova Arrows - tähdistössä .

Järjestelmä koostuu valkoisesta kääpiöstä ja erittäin pienimassaisesta seuralaisesta. Valkoisen kääpiön massa on noin 0,85 auringon massaa ja satelliitin vain 0,08 auringon massaa. Oletetaan, että seuralainen on spektrityypin L2 ruskea kääpiö [6] . Etäisyys tähän järjestelmään määritettiin parallaksimittauksilla Hubble-avaruusteleskoopilla , ja sen etäisyydeksi arvioitiin 142 valovuotta (43,5 parsekkia ) [1] . Järjestelmän kiertoaika on hyvin lyhyt - 1,361 tuntia [1] . Valkoisen kääpiön kuuman pisteen (eli paikan, jossa materiaali putoaa akkretiolevystä ) pimennysten perusteella tämän järjestelmän kiertoradan tasoksi on arvioitu 76°±6° näkölinjaan nähden. Maa [1] .

Tutkimushistoria

WZ Strelan historiassa 2000-luvulle asti kirjattiin kolme epidemiaa: vuosina 1913, 1946 ja 1978. Ensimmäisen tallennetun taudinpurkauksen havaitsi J. Mackie tutkiessaan Harvardin observatorion valokuva-arkistoa [8] : se tapahtui 22. marraskuuta 1913. Nova saavutti enintään 7 m ,0 [1] valokuvamagnitudin. "Nova in the Arrow of 1913" -niminen tähti ei ollut aktiivinen seuraaviin 33 vuoteen. Se leimahti uudelleen vuonna 1946, ja tällä kertaa Kurt Himpel löysi sen Heidelbergin observatoriossa Saksassa yönä 28.–29. kesäkuuta. Tämän purkauksen aikana WZ Sgen kirkkaus nousi 12 metristä 10 metriin 4 tunnissa ja saavutti huippunsa 7 m 2 valokuvausmagnitudissa 29. kesäkuuta 1946. Vuonna 1946 puhkeamisen jälkeen WZ Arrowsia pidettiin uudelleen uutena . 28. marraskuuta 1978 AAVSO :n tarkkailija J. Bortle havaitsi tähden, joka oli himmeämpi kuin 14 m,5 magnitudia. Huonon sään vuoksi hän ei voinut jatkaa havainnointia kolmeen yöhön. Joulukuun 1. päivänä 1978, 32 vuotta toisen purkauksen jälkeen, J. T. McGraw Texasin yliopistosta löysi WZ Strelan visuaalisella maksimikorkeudella noin 8 m .0 magnitudia [9] . Sen jälkeen epidemian päivittäinen visuaalinen ja fotometrinen havainnointi alkoi ympäri maailmaa. Kaiken kaikkiaan WZ Strelan käyttäytyminen osoittautui samanlaiseksi kolmen purkauksen aikana: niiden pääpiirre oli kirkkauden voimakas heikkeneminen noin 30. päivänä maksimin jälkeen. Yksi tärkeimmistä eroista vuosien 1946 ja 1978 purkausten välillä on se, että ensimmäisessä tapauksessa tähden kirkkaus väheni vähitellen kirkkauden jyrkän pudotuksen jälkeen, kun taas vuoden 1978 purkauksessa se koki pienen kirkkauden palautumisen neljän päivän ajan ja koki sitten kirkkautta. 32 päivän vaihtelu lopullisen vähennyksen päivämäärään asti. Tämä ero voi johtua vuoden 1946 tietojen puutteesta, koska kirkkauden väheneminen ja palautuminen on erittäin nopeaa, ja jos jatkuvaa dataa ei ole saatavilla, tämä ominaisuus on helppo jättää väliin [10] .

Vuoden 2001 puhkeaminen

Heinäkuun 23. päivänä 2001 tapahtui purkaus, jonka maapallon tähtitieteellinen yhteisö ja monet avaruudessa olevat satelliitit havaitsivat laajalti. Saavutettuaan suurimman näennäisen magnitudin, noin 8 m , 21 [1] 23.-24. heinäkuuta, WZ Strela himmeni magnitudiin 10 m .7 15. elokuuta. Sitten hetken odotuksen jälkeen sen valokäyrä osoitti jyrkän 2 metrin laskun ja toipui nopeasti 16.-17. elokuuta. Sitten tähti alkoi haalistua ja saavutti 12 m,9 magnitudin 18.-19. elokuuta , ja 21. elokuuta se palautti taas visuaalisen magnitudinsa noin 10 m ,7 . Sitten WZ Strelan kirkkaus vaihteli 10 m,7 ja 12 m,7 välillä useiden kuukausien ajan . Purkauksen aikana tehtiin yli 18 300 mittausta ja toimitettiin AAVSO:lle, jonka verkkosivuilla on yhdistetty valokäyrä [10] .

Luokitteluominaisuudet

WZ Strela luokiteltiin alun perin novaksi vuonna 1913 sen suuren purkausamplitudin vuoksi. Sitten vuonna 1946 toistuvan suuren amplitudin (~8 m ) purkauksen jälkeen se luokiteltiin uudelleen toistuvaksi novaksi . WZ Sge:n hiljaisena aikana tehdyt fotometriset tutkimukset ovat kuitenkin osoittaneet, että tähtien kiertoaika järjestelmässä toistensa ympäri on hyvin lyhyt: 81 minuuttia ja 38 sekuntia, mikä ei yleensä ole ominaista toistuville nooville. Lisäksi vuoden 1978 purkauksen aikana tehdyt spektroskooppiset havainnot osoittivat, että tähden spektriominaisuudet ovat samankaltaisempia kuin kääpiönovien: spektrit olivat tasaisia ​​eivätkä sisällä leveitä emissio- ja absorptiokaistoja, jotka näkyvät selvästi toistuvissa nooveissa [ 11] . Vuonna 1978 tehdyt havainnot osoittivat myös fotometrisiä vaihteluita WZ Arrown "superkumpreiksi" kutsutun valokäyrän kirkkaudessa. Nämä superhumput ovat SU Ursa Major - tyyppisten kääpiönovien määritteleviä ominaisuuksia . Näin ollen WZ Arrowsia pidetään SU-tähtien Ursa Major -alaluokan prototyyppinä [10] .

WZ Arrow -tyyppisten tähtien ominaisuudet

Aikajaksoa supersäihdystä seuraavaan kutsutaan "supersykliksi". Tunnettujen tähtien, kuten SU ​​Ursa Majorin, supersyklin pituus vaihtelee pääosin muutaman sadan päivän ympärillä, mutta joissakin järjestelmissä supersyklien kesto on paljon lyhyempi tai paljon pidempi. Lyhyillä supersyklillä varustetut järjestelmät tunnetaan ER Ursa Major (ER UMa) -tähdinä, kun taas pitkien supersyklien järjestelmiä kutsutaan nimellä WZ Arrows . ER Ursa Major -tähdet viettävät tyypillisesti kolmanneksen tai puolet ajastaan ​​supersäihdissä, ja supersyklit ovat niin lyhyitä kuin 20-50 päivää. Kun supersäihdytyksiä ei ole, nämä tähdet osoittavat usein "normaalia" soihdutusta - noin kerran 4 päivässä. Sitä vastoin WZ Strela -tyyppisten tähtien supersyklien kesto on vuosikymmeniä, kun taas "normaalit" soihdut tuottavat hyvin harvoin ja erittäin pitkiä aikavälejä [12] . WZ Strela itse tuotti supersäihdytyksiä 33, 32 ja 23 vuoden välein, kun taas "normaalia" välähdystä ei tallennettu ollenkaan. Muut WZ Arrow -tyyppiset tähdet, kuten AL Volos Veronica ja EG Cancer , tuottavat supersäihdytyksiä noin 20 vuoden välein.

30-vuotisen supersyklin lisäksi WZ Arrows on passiivisin SU Ursa Major -tähtiryhmän joukossa. Tekijä, joka määrää supersyklien erilaisen ajoituksen, näyttää olevan massansiirron nopeus akretion aikana. WZ Strela -tyyppisten tähtien massansiirtonopeus on erittäin alhainen, ehkä vain 10 12  kg/s. Koska massan siirtonopeus on hidas , kestää vuosikymmeniä kerätä tarpeeksi materiaalia superflarea varten. Näiden tähtien mysteeri on, miksi ne tuottavat vain vähän tai ei ollenkaan normaaleja purkauksia tänä aikana. Jopa alhaisella massansiirtonopeudella materiaalin pitäisi kerääntyä, ajautua sisälevyyn ja aiheuttaa räjähdys [10] . Eräs ehdotus, miksi näin ei tapahdu, on se, että viskositeetti akkretiolevyssä on hyvin alhainen: materiaali jää ulompaan kiekkoon, jossa se on paljon todennäköisemmin varastoitu ennen purkausta. Tämän idean ongelmana on kuitenkin se, että se ei selitä hyvin alhaista viskositeettitasoa. Toinen mahdollinen selitys on materiaalin poistaminen sisemmältä levyltä soihdun estämiseksi: tämä voi johtua valkoisen kääpiön magneettikentästä [13] .

Toinen läheisten binäärijärjestelmien ominaisuus , jotka ovat tähtiä, kuten WZ Arrows, on, että niistä tulee gravitaatioaaltojen lähteitä . Gravitaatioaaltojen säteily määrittää täysin kahden rappeutuneen kääpiön järjestelmien kehityksen, joiden kiertoaika on alle 10 tuntia. Tässä tapauksessa komponenttien välisen aineen vaihtonopeuden määrää kulmamomentin (kulmamomentin ) menetys. ) gravitaatioaaltojen lähettämisen vuoksi. Useiden WZ Sge -tyyppisten lyhytaikaisten kataklysmisten muuttujien vaihtokurssien teoreettisten arvioiden vertailu havaittuihin osoitti, että näiden läheisten binäärijärjestelmien johtava evoluutiotekijä voi olla gravitaatioaaltojen säteily [14] .

Superhumps valokäyrässä

Vuonna 2001 WZ Strela -superflaren aikana havaittiin suuri määrä superkumpuja, jotka ovat eräänlainen valokäyrän modulaatio ja näkyvät myös supersäihdyksen aikana. Superhump-jakso on useita prosentteja pidempi kuin kiertoratajakso. Niitä esiintyy jopa tähden ollessa levossa, vaikka niiden jakso yleensä ajautuu ajan myötä [10] .

Nicholas Vogt ehdotti ensimmäisenä, että superköhmyt muodostuvat, koska kasautumislevy muuttuu elliptiseksi superpurkauksen aikana. Hän ehdotti, että tällainen kiekko precessoituisi , mikä tarkoittaa, että se alkaisi vähitellen kääntyä siihen suuntaan, johon se oli venytetty, aika-asteikolla, joka on paljon suurempi kuin kiertoradan aika (huippuakselin akseli precessoituu samalla tavalla , mutta hitaammin). Pitkä levyprecessiojakso yhdistettynä kiertoradan kiertokulkuun johtaa uuden jaksollisuuden, superkumpun, syntymiseen [15] .

WZ:n viimeisen supersäihdyksen ensimmäisen viikon aikana D. Steeghs ja T. Marsh Southamptonin yliopistosta , E. Kuulkers Alankomaiden avaruustutkimusorganisaatiosta ja Utrechtin yliopistosta sekä B. Skidmore (V. Skidmore) St. Andrews raportoi spiraaliaaltojen löydöstä tämän järjestelmän akkretiolevyssä. WZ Strela -järjestelmän spiraalivarret löydettiin ensimmäistä kertaa, ja ne ovat syynä myöhemmälle tällaisten rakenteiden evoluution spektroskooppiselle tutkimukselle [10] . Tietenkin on mahdotonta nähdä akkretiolevyä suoraan läheisessä binäärijärjestelmässä: nämä objektit ovat liian kaukana meistä. On kuitenkin olemassa tekniikka, jonka avulla voit rakentaa levykartan - Doppler-tomografia. Menetelmän ydin on tutkia emissiolinjojen profiileja binäärijärjestelmän kiertoratavaiheesta riippuen [16] .

Havainnon ominaisuudet

Tarkkailijoita, mukaan lukien amatööritähtitieteilijät , pyydetään seuraamaan WZ Strelaa kaikkina aikoina: sekä tähden loppuvaiheessa että harvinaisten supersäihdytysten aikana ja erityisesti tähden palautuessa minimiin (vuonna 1978 se kesti noin 3 kuukautta). CCD-kameralla tehtävää havainnointia tarvitaan erityisesti superkumppien tarkkailemiseen 3-5 minuutin välein useiden tuntien ajan. CCD-fotometrian ajan tulee olla hyvin lyhyt: alle 1 minuutin valotusaika, mieluiten alle 30 sekuntia [10] .

Muistiinpanot

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. M V - P -pallosuhteen astrometrinen kalibrointi kataklysmisille muuttujille Hubble-avaruusteleskoopin hienoohjausanturin parallaksien perusteella  //  The Astronomical Journal  : Journal. - IOP Publishing , 2004. - Voi. 127 . - s. 460-468 . - doi : 10.1086/380228 . - .
2. ↑ 1 2 3 : V* WZ Sge -- Dwarf Nova . SIMBAD . Centre de Données astronomiques de Strasbourg . Arkistoitu alkuperäisestä 28. joulukuuta 2012.  (määrätön) (Englanti)
3. ↑ 1 2 Gaia Data Release 2  (englanniksi) / Data Processing and Analysis Consortium , European Space Agency - 2018.
4. ↑ 1 2 Krzeminski, W.; Kraft, Robert P. Binaaritähdet kataklysmisten muuttujien joukossa. V. Ultra-lyhyen binaarisen Nova WZ Sagittaen valosähköiset ja spektroskopiset havainnot  //  The Astrophysical Journal  : Journal. - IOP Publishing , 1964. - Voi. 140 . — s. 921-935 . - doi : 10.1086/147995 . - .
5. ↑ 12H.C .; _ Spruit; Rutten, RGM Virran vaikutusalue WZ SGE:n levyllä  // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society  . - Oxford University Press , 1998. - Voi. 299 , no. 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. Katalysmisen muuttujan WZ Sagittae komponentimassojen dynaamiset rajoitukset  //  The Astrophysical Journal  : Journal. - IOP Publishing , 2007. - Syyskuu ( nide 667 , nro 1 ). - s. 442-447 . - doi : 10.1086/520702 . - . - arXiv : 0706.0987 .
7. ↑ SIMBAD Astronomical Database
8. ↑ Leavitt, HS, Mackie, JC,. {{{title}}} // Harvard Collegen observatorion kiertokirje. - 1919. - T. 219 .  (Englanti)
9. ↑ Patterson, J., McGraw, J., et ai. Fotometrinen tutkimus kääpiö Nova WZ Sagittaesta Outburstissa  //  The Astrophysical Journal  : Journal. - IOP Publishing , 1981. - 15. syyskuuta ( nide 248 ). - s. 1067-1075 .  (Englanti)
10. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 BSJ. WZ  Sagittae . AAVSO (19. heinäkuuta 2010). Arkistoitu alkuperäisestä 28. joulukuuta 2012.
11. ↑ Ortolani, S., Rafanelli, P., et. al. Kääpiö Nova WZ Sagittaen viimeaikainen purkaus  // Tähtitiede ja astrofysiikka  . - EDP Sciences , 1980. - Voi. 87 . - s. 31-35 .  (Englanti)
12. ↑ Matthews, OM; Speith, R.; Wynn, G.A.; West, RG Magneettisesti moderoidut WZ Sagittaen purkaukset  // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society  . — Oxford University Press , 2007. — Helmikuu ( nide 375 , nro 1 ). — s. 105-114 . - doi : 10.1111/j.1365-2966.2006.11252.x . - . - arXiv : astro-ph/0611200 .
13. ↑ Lasota, JP et ai. "Kääpiönovat alhaisilla massasiirtonopeuksilla . Tähtitiede ja astrofysiikka . (määrätön)  (englanniksi)
14. ↑ A.V. Tutukov. : Läheisten kaksoistähtien kehitys . Astronetti . Käyttöpäivä: 24. lokakuuta 2012. Arkistoitu alkuperäisestä 28. syyskuuta 2013.  (määrätön)  (Venäjän kieli)
15. ↑ Hellier, C. Cataclysmic Variable Stars: How and Why he variable. - Luku 6: Elliptiset levyt ja superpurkaukset: Springer-Praxis, Lontoo, 2001. - 75-95 s.  (Englanti)
16. ↑ D. Steeghs. : Doppler-tomografia binäärien kertymisestä . archive.org .  (määrätön) (Englanti)

Linkit

• Uuden WZ Sagittae -tyyppisen kataklysmisen muuttujan löytäminen Kepler/K2-tiedoista