Săgețile WZ

WZ Arrows (WZ Sagittae, WZ Sge) este o nova pitică cataclismică din constelația Arrows .

Sistemul constă dintr-o pitică albă și un însoțitor de masă foarte mică. Masa piticei albe este de aproximativ 0,85 mase solare , iar satelitul are doar 0,08 mase solare. Se presupune că însoțitorul este o pitică brună de tip spectral L2 [6] . Distanța până la acest sistem a fost determinată prin măsurători de paralaxă cu telescopul spațial Hubble și a fost estimată la 142 de ani lumină (43,5 parsecs ) [1] . Perioada orbitală a sistemului este foarte scurtă - 1,361 ore [1] . Pe baza observațiilor eclipselor unui punct fierbinte de pe o pitică albă (adică locul unde materialul cade din discul de acreție ), planul orbitei acestui sistem este estimat la 76°±6° față de linia vizuală de la Pământul [1] .

Istoricul cercetării

În istoria WZ Strela până în secolul al XXI-lea s-au înregistrat trei focare: în 1913, 1946 și 1978. Primul focar înregistrat a fost descoperit de J. Mackie în timp ce studia arhiva foto a Observatorului Harvard [8] : a avut loc pe 22 noiembrie 1913. Nova a atins o magnitudine fotografică de maxim 7 m ,0 [1] . Numită „Nova în săgeata din 1913”, vedeta nu a fost activă în următorii 33 de ani. A izbucnit din nou în 1946, iar de data aceasta a fost descoperit de Kurt Himpel la Observatorul Heidelberg din Germania în noaptea de 28 spre 29 iunie. În timpul acestei izbucniri, luminozitatea WZ Sge a crescut de la 12 m la 10 m în 4 ore și a atins un vârf la 7 m 2 magnitudine fotografică pe 29 iunie 1946. După izbucnirea din 1946, WZ Arrows a fost considerată o reînnoire . Pe 28 noiembrie 1978, observatorul AAVSO J. Bortle a observat o stea mai slabă de 14m,5 magnitudine. Din cauza vremii nefavorabile, timp de trei nopți nu a putut relua observațiile. La 1 decembrie 1978, la 32 de ani după a doua izbucnire, J. T. McGraw de la Universitatea din Texas a descoperit WZ Strela la un maxim vizual de aproximativ 8 m .0 magnitudine [9] . După aceea, au început observațiile zilnice vizuale și fotometrice ale focarului în întreaga lume. În general, comportamentul lui WZ Strela s-a dovedit a fi același în timpul celor trei izbucniri: principala lor caracteristică a fost o scădere bruscă a luminozității în jurul celei de-a 30-a zile după maxim. Una dintre principalele diferențe dintre izbucnirile din 1946 și 1978 este că, în primul caz, steaua a scăzut treptat în luminozitate după o scădere bruscă a luminozității, în timp ce în izbucnirea din 1978 a experimentat o mică revenire a luminozității timp de patru zile și apoi a experimentat o luminozitate. fluctuație de 32 de zile până la data reducerii finale. Această diferență se poate datora lipsei de date pentru 1946, deoarece scăderea și recuperarea luminozității este foarte rapidă, iar dacă nu sunt disponibile date continue, atunci această caracteristică este ușor de ratat [10] .

Focar din 2001

Pe 23 iulie 2001, a avut loc o izbucnire care a fost observată pe scară largă de comunitatea astronomică de pe Pământ și de numeroși sateliți din spațiu. După ce a atins o magnitudine aparentă maximă de aproximativ 8 m .21 [1] în perioada 23-24 iulie, WZ Strela a scăzut la magnitudinea 10 m .7 pe 15 august. Apoi, după câteva așteptări, curba sa de lumină a arătat o coborâre bruscă de 2 m cu o recuperare rapidă în perioada 16-17 august. Apoi, steaua a început să se estompeze, atingând o magnitudine de 12m.9 în perioada 18-19 august , iar pe 21 august și-a restabilit magnitudinea vizuală de aproximativ 10m.7 . Apoi luminozitatea WZ Strela a fluctuat între 10m.7 și 12m.7 timp de câteva luni . Peste 18.300 de măsurători au fost efectuate în timpul izbucnirii și furnizate AAVSO, al cărui site web furnizează o curbă de lumină compozită [10] .

Caracteristici de clasificare

WZ Strela a fost inițial clasificată ca nova în 1913 datorită amplitudinii sale mari de izbucnire. Apoi, după o izbucnire repetată în 1946 cu o amplitudine mare (~8 m ), a fost reclasificată drept nova repetată . Cu toate acestea, studiile fotometrice efectuate în perioada de liniște a WZ Sge au arătat că perioada de rotație a stelelor din sistem unele în jurul celeilalte este foarte scurtă: 81 de minute și 38 de secunde, ceea ce de obicei nu este caracteristic novelor repetate. În plus, observațiile spectroscopice făcute în timpul izbucnirii anului 1978 au arătat că caracteristicile spectrale ale stelei sunt mai asemănătoare cu cele ale novelor pitice: spectrele erau netede și nu conțineau benzile largi de emisie și absorbție care sunt clar vizibile în novele repetate . 11] . Observațiile din 1978 au arătat și variații fotometrice ale luminozității curbei luminii a lui WZ Arrow numite „supercocoașe”. Aceste supracocoase sunt caracteristicile definitorii ale novelor pitice de tip SU Ursa Major . Astfel, WZ Arrows este considerat prototipul unei subclase de stele SU Ursa Major [10] .

Caracteristici ale stelelor de tip săgeată WZ

Perioada de timp de la o superflare la alta se numește „superciclu”. Lungimea superciclului pentru stele cunoscute precum SU Ursa Major fluctuează în principal în jurul a câteva sute de zile, dar unele sisteme au durate mult mai scurte sau mult mai lungi ale superciclurilor. Sistemele cu supercicluri scurte sunt cunoscute ca stele ER Ursa Major (ER UMa), în timp ce sistemele cu supercicluri lungi sunt numite săgeți WZ . Stelele ER Ursa Major petrec de obicei o treime până la jumătate din timp în super-erupții, cu supercicluri de până la 20-50 de zile. Când nu există super-erupții, atunci aceste stele arată frecvente erupții „normale” - aproximativ o dată la 4 zile. În schimb, stelele de tip WZ Strela au durate de superciclu de ordinul deceniilor, în timp ce erupțiile „normale” produc foarte rar și la intervale foarte lungi [12] . Însuși WZ Strela a produs superflare la intervale de 33, 32 și 23 de ani, în timp ce flash-uri „normale” nu au fost înregistrate deloc. Alte stele de tip WZ Arrow, cum ar fi AL Volos Veronica și EG Cancer , produc super erupții la intervale de aproximativ 20 de ani.

Pe lângă superciclul de 30 de ani, WZ Arrows este cel mai inactiv dintre grupul de stele SU Ursa Major. Factorul care determină sincronizarea diferită a superciclurilor pare să fie rata de transfer de masă în timpul acreției. Stelele de tip WZ Strela au o rată de transfer de masă foarte scăzută, poate doar 10 12  kg/s. Având în vedere rata lentă a transferului de masă , este nevoie de decenii pentru a acumula suficient material pentru o superflare. Misterul acestor stele este motivul pentru care produc puține sau deloc izbucniri normale în acest interval. Chiar și cu o rată scăzută de transfer de masă, materialul ar trebui să se acumuleze, să se deplaseze în discul interior și să provoace o explozie [10] . O sugestie cu privire la motivul pentru care nu se întâmplă acest lucru este că vâscozitatea discului de acumulare este foarte scăzută: materialul rămâne în discul exterior, unde este mult mai probabil să fie depozitat înainte de izbucnire. Problema cu această idee este însă că nu explică foarte bine nivelurile extrem de scăzute de vâscozitate. O altă posibilă explicație implică îndepărtarea materialului de pe discul interior pentru a preveni erupțiile: acest lucru s-ar putea datora câmpului magnetic al piticii albe [13] .

O altă caracteristică a sistemelor binare apropiate , care sunt stele precum WZ Arrows, este că devin surse de unde gravitaționale . Radiația undelor gravitaționale determină complet evoluția sistemelor a două pitici degenerate cu o perioadă orbitală mai mică de 10 ore.În acest caz, rata de schimb de materie între componente va fi determinată de pierderea momentului unghiular (momentul unghiular). ) datorită emisiei undelor gravitaţionale. Compararea estimărilor teoretice ale cursurilor de schimb ale unui număr de variabile cataclismice de scurtă perioadă de tip WZ Sge cu cele observate a arătat că principalul factor evolutiv al acestor sisteme binare apropiate poate fi radiația undelor gravitaționale [14] .

Superhumps în curba luminii

În 2001, în timpul superflare-ului WZ Strela, au fost detectate un număr mare de superhumps, care sunt o formă de modulare a curbei luminii și apar și în timpul superflare. Perioada superhump este cu câteva procente mai lungă decât perioada orbitală. Ele apar chiar și în timp ce steaua este în repaus, deși perioada lor se deplasează de obicei în timp [10] .

Nicholas Vogt a fost primul care a sugerat că se formează superhumps deoarece discul de acreție devine eliptic în timpul unei superexplozii. El a sugerat că un astfel de disc va precesa , ceea ce înseamnă că va începe treptat să se rotească în direcția în care a fost întins, pe o scară de timp mult mai mare decât timpul de orbită (axa vârfului precesează în același mod , dar într-un ritm mai lent) . Perioada lungă de precesiune a discului, combinată cu ciclul orbital, duce la crearea unei noi periodicități, superhump [15] .

În timpul primei săptămâni a ultimei erupții WZ, D. Steeghs și T. Marsh de la Universitatea din Southampton , E. Kuulkers de la Organizația de Cercetare Spațială din Țările de Jos și Universitatea Utrecht și B. Skidmore (V. Skidmore) de la Universitatea St. Andrews a raportat descoperirea undelor spiralate prezente în discul de acreție al acestui sistem. Brațe spiralate în sistemul WZ Strela au fost descoperite pentru prima dată și sunt motivul studiului spectroscopic ulterior al evoluției unor astfel de structuri [10] . Desigur, este imposibil să vezi direct discul de acreție într-un sistem binar apropiat: aceste obiecte sunt prea departe de noi. Cu toate acestea, există o tehnică care vă permite să construiți o hartă de disc - tomografia Doppler. Esența metodei este studierea profilurilor liniilor de emisie în funcție de faza orbitală a sistemului binar [16] .

Caracteristicile observației

Observatorii, inclusiv astronomii amatori , sunt chemați să urmărească WZ Strela în orice moment: atât în ​​timpul repausului stelei, cât și în timpul rarelor erupții, și mai ales în timpul întoarcerii stelei la minim (în 1978 a durat aproximativ 3 luni). Observațiile cu o cameră CCD sunt necesare în special pentru a monitoriza superhumps prin observarea la fiecare 3-5 minute timp de câteva ore. Timpul fotometriei CCD trebuie să fie foarte scurt: mai puțin de 1 minut de expunere, de preferință mai puțin de 30 de secunde [10] .

Note

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. O calibrare astrometrică a relației M V -P orb pentru variabile cataclismice bazată pe paralaxele senzorului de ghidare fină a telescopului spațial Hubble  //  The Astronomical Journal  : jurnal. - Editura IOP , 2004. - Vol. 127 . - P. 460-468 . - doi : 10.1086/380228 . - Cod biblic .
2. ↑ 1 2 3 : V* WZ Sge -- Pitic Nova . SIMBAD . Centre de Données astronomiques din Strasbourg . Arhivat din original pe 28 decembrie 2012.  (nedefinit) (Engleză)
3. ↑ 1 2 Gaia Data Release 2  (engleză) / Data Processing and Analysis Consortium , European Space Agency - 2018.
4. ↑ 1 2 Krzeminski, W.; Kraft, Robert P. Stele binare printre variabile cataclismice. V. Observații fotoelectrice și spectroscopice ale Ultra-Scurt Binary Nova WZ Sagittae  //  The Astrophysical Journal  : journal. - Editura IOP , 1964. - Vol. 140 . — P. 921−935 . - doi : 10.1086/147995 . - Cod biblic .
5. ↑ 12H.C .; _ Spruit; Rutten, RGM Regiunea de impact al fluxului de pe discul WZ SGE  // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society  . - Oxford University Press , 1998. - Vol. 299 , nr. 3 . — P. 768 . - doi : 10.1046/j.1365-8711.1998.01809.x . - Cod .
6. ↑ 1 2 3 4 Steeghs, Danny; Howell, Steve B.; Knigge, Christian; Gansicke, Boris T.; Sion, Edward M.; Welsh, William F. Constrângeri dinamice asupra maselor componente ale variabilei cataclismice WZ Sagittae  //  The Astrophysical Journal  : jurnal. - Editura IOP , 2007. - Septembrie ( vol. 667 , nr. 1 ). - P. 442-447 . - doi : 10.1086/520702 . - Cod biblic . - arXiv : 0706.0987 .
7. ↑ Baza de date astronomică SIMBAD
8. ↑ Leavitt, HS, Mackie, JC. {{{title}}} // Circulara Observatorului Colegiului Harvard. - 1919. - T. 219 .  (Engleză)
9. ↑ Patterson, J., McGraw, J., et al. Un studiu fotometric al Dwarf Nova WZ Sagittae în Outburst  //  The Astrophysical Journal  : jurnal. - Editura IOP , 1981. - 15 septembrie ( vol. 248 ). - P. 1067-1075 .  (Engleză)
10. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 BSJ. WZ  Sagittae . AAVSO (19 iulie 2010). Arhivat din original pe 28 decembrie 2012.
11. ↑ Ortolani, S., Rafanelli, P., et. al. Izbucnirea recentă a piticului Nova WZ Sagittae  // Astronomie și astrofizică  . - EDP Sciences , 1980. - Vol. 87 . - P. 31-35 .  (Engleză)
12. ↑ Matthews, OM; Speith, R.; Wynn, G.A.; West, RG Izbucniri moderate magnetic ale WZ Sagittae  // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society  . — Oxford University Press , 2007. — Februarie ( vol. 375 , nr. 1 ). — P. 105−114 . - doi : 10.1111/j.1365-2966.2006.11252.x . - . - arXiv : astro-ph/0611200 .
13. ↑ Lasota, JP și colab. „Nove pitice la rate scăzute de transfer de masă . Astronomie și astrofizică . (nedefinit)  (engleză)
14. ↑ A.V. Tutukov. : Evoluţia stelelor binare apropiate . Astronet . Data accesului: 24 octombrie 2012. Arhivat din original pe 28 septembrie 2013.  (nedefinit)  (Rusă)
15. ↑ Hellier, C. Cataclysmic Variable Stars: How and Why they var. - Capitolul 6: Discuri eliptice și superexplozii: Springer-Praxis, Londra, 2001. - 75-95 p.  (Engleză)
16. ↑ D. Steeghs. : Tomografia Doppler a acreţiei în binare . archive.org .  (nedefinit) (Engleză)

Link -uri

• Descoperirea unei noi variabile cataclismice de tip WZ Sagittae în datele Kepler/K2