ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ, 2020, том 46, № 7, с. 514-519
РЕЗУЛЬТАТЫ ПЕРВОГО ГОДА ПРОГРАММЫ ПОИСКА
ПОЛЯРОВ 3BS
©2020 г. М. М. Габдеев1,2*, Т. А. Фатхуллин1, Н. В. Борисов1, В. В. Шиманский3,
А. И. Колбин1, А. С. Москвитин1, В. Н. Аитов1, Г. Ш. Митиани1
1Специальная астрофизическая обсерватория РАН, Нижний Архыз, Россия
2Институт прикладных исследований АН РТ, Казань, Россия
3Казанский (Приволжский) федеральный университет, Казань, Россия
Поступила в редакцию 01.05.2020 г.
После доработки 21.05.2020 г.; принята к публикации 26.05.2020 г.
Представлены результаты первого года поиска кандидатов в поляры по программе 3BS (3-Band
Survey) с использованием среднеполосных фильтров. В ходе реализации программы получены
наблюдательные данные для 84 отобранных объектов из каталога катаклизмических переменных
обзора неба CRTS DR1. Обнаружены карликовая новая во время вспышки и поляр. Проведен анализ
имеющихся архивных данных. Карликовая новая относится к типу U Gem или Z Cam и содержит
массивный вторичный компонент M2 = 0.94 ± 0.04 M⊙. Для найденного поляра получена оценка
продолжительности орбитального периода PO = 0d.054437 и вычислена величина магнитного поля
белого карлика B ≈ 32 MG.
Ключевые слова: катаклизмические переменные, поляры.
DOI: 10.31857/S0320010820060030
ВВЕДЕНИЕ
с применением наблюдений на телескопе Цейсс-
1000 САО РАН.
Поиск новых катаклизмических переменных яв-
Поляры (звезды типа AM Her) — магнитные ка-
ляется актуальной задачей. Короткие орбитальные
таклизмические переменные, состоящие из магнит-
периоды этих тесных двойных систем позволяют
ного белого карлика (B > 10MG) и красного кар-
за небольшой промежуток времени определить их
лика M-K класса. Сильное магнитное поле опре-
динамические и физические характеристики и сде-
деляет наблюдательные особенности этих систем:
лать вывод об их текущем состоянии и эволюции.
синхронное вращение компонент системы, аккре-
ция вещества вдоль магнитных силовых линий,
Для поиска используются большие фотометриче-
включение циклотронного механизма охлаждения,
ские и спектральные обзоры неба, такие как SDSS
приводящего к поляризации излучения в оптиче-
(Шкоди и др., 2011), CRTS (Дрэйк и др., 2009),
ском и инфракрасном диапазонах. Основная об-
OGLE (Мроз и др., 2015), LAMOST (Хоу и др.,
ласть излучения континуума компактна, и поэтому
2020) или анализ наблюдений рентгеновских об-
внезатменная амплитуда орбитальной переменно-
серваторий ROSAT, Integral, XMM-Newton, Swift
сти блеска может достигать 2m звездных величин.
(см., например, Буерман, Томас, 1993; Розен и
В отличие от других классов катаклизмических
др., 2016). Благодаря выполнению перечисленных
переменных, в полярах, как правило, не наблю-
поисковых работ найдены тысячи новых тесных
дается взрывного увеличения блеска. В системе
двойных систем, в том числе катаклизмических пе-
изменяется темп аккреции вещества, в результате
ременных разных типов. Наша группа предложи-
чего объект переходит в более высокое или более
ла и рассмотрела возможности поиска кандидатов
низкое состояние блеска. Исключением является
особого типа катаклизмических переменных — по-
поляр V1500 Cyg, который взорвался как новая
ляров c помощью среднеполосных фильтров (Габ-
с увеличением блеска системы на 19m звездных
деев и др., 2020). Практическая реализация данной
величин (Хонда и др., 1975; Стокман и др., 1988).
поисковой задачи 3BS (3-Band Survey) выполнена
Спектры поляров имеют голубой континуум с на-
ложенными на него широкими линиями циклотрон-
*Электронный адрес: gamak@sao.ru
ного излучения и сильными узкими однопиковыми
514
РЕЗУЛЬТАТЫ ПЕРВОГО ГОДА
515
линиями водорода серии Бальмера, нейтрального
Кривая блеска объекта CSS1310142 показыва-
и ионизованного гелия. Особенностью излучения
ет суточную переменность в диапазоне V = 18m.5-
поляров является сравнимая интенсивность линий
- 19m.5 и несколько увеличений яркости до 18m и
Hβ и линии He II λ4686
A. Подробнее об этих
17m. По данным 3BS (см. табл. 1), объект удовле-
объектах можно прочитать в обзорных работах
творяет предложенным критериям отбора кандида-
Кроппера (1990) и Уорнера (2003). В этой работе
тов в поляры (Габдеева и др., 2020). Тем не менее
мы публикуем результаты первого года поиска кан-
для подтверждения классификации объекта были
дидатов в поляры программы 3BS. Статья состоит
проведены дополнительные поляризационные на-
из следующих секций: наблюдения, результаты,
блюдения с целью обнаружения круговой поляри-
заключение.
зации оптического излучения. В результате анализа
1.5-часового ряда наблюдений мы не обнаружили
у объекта CSS131014 поляризацию излучения на
НАБЛЮДЕНИЯ
уровне 0.3%.
Наблюдения выполнены на телескопе Цейсс-
В обзоре неба LAMOST (Жанг и др., 2019)
1000 САО РАН с использованием многорежимного
имеется спектр3 этого объекта с низким разре-
фотометра-поляриметра (MMPP, Емельянов и др.,
2019). Наблюдения проводились с использованием
шением (R = 1800 на λ = 5500
A) в диапазоне
трех среднеполосных фильтров, SED470, SED540
длин волн (λ = 3700 - 9100
A), в котором на-
и SED656, с центральными длинами волн 4700,
блюдается выраженный голубой континуум с силь-
5400 и 6560
A и шириной пропускания 100
A.
ными широкими (F W HM = 20˚A) двухпиковыми
В полосу пропускания этих фильтров попадают
эмиссионными линиями водорода серии Бальмера,
линии излучения HeII λ4686
A, Hα и участок
нейтрального и ионизованного гелия. Двухпиковая
непрерывного спектра, не содержащий сильные
форма профилей линий и доминирование линий
эмиссионные или абсорбционные линии. Каждое
HeII λ4686,5411
A над линиями нейтрального
исследуемое поле наблюдалось последовательно в
гелия указывают на наличие в CSS131014 вы-
трех фильтрах 470, 540 и 656 c экспозициями 300,
сокотемпературного (Te ≥ 30 000 K) оптически
240 и 240 с по три цикла. Всего было проведе-
тонкого в континууме аккреционного диска. Анализ
но 13 ночей наблюдений в различных погодных
временных рядов кривых блеска встроенными в
условиях. Также проводились поляриметрические
базу данных CRTS4 программами показал два
наблюдения отдельных объектов в белом свете, с
наиболее вероятных орбитальных периода POrb =
поляроидом и фазовой пластинкой λ/4.
=0d.35147(3). Приняв наибо-
=0d.28914(9) и POrb
Обработка фотометрических и поляриметриче-
лее вероятную для катаклизмических переменных
ских наблюдений проводилась в автоматическом
массу аккретора M1 = 0.75 ± 0.10 M⊙ и значение
режиме с использованием программ SExtractor
периода POrb = 0d.28914, мы получили оценку
(Бертин, Арно, 1996), Astrometry (Ланг и др.,
массы донора M2 = 0.94 ± 0.04 M⊙ (Жирарди и
2010), PSFEx (Бертин, 2011). Результаты наблю-
др., 2000) в предположении заполнения им своей
дений хранятся в базе данных 3BS на сайте обсер-
полости Роша и нахождения на Главной последо-
ватории САО РАН1 .
вательности нулевого возраста. Соответствующие
значения радиуса и эффективной температуры
звезды составили R2 = 0.84 ± 0.04 R⊙ и Teff =
РЕЗУЛЬТАТЫ
= 5400 ± 180 K (Жирарди и др., 2000), а отношение
Выбор объектов для наблюдений проводился
масс компонент q =M1 варьируется в пределахM
2
путем анализа их кривых блеска из базы данных
q = 0.66-0.94. Таким образом, CSS131014 долж-
CRTS DR1 (Дрэйк и др., 2009). Отбирались звез-
на содержать крупную и яркую вторичную компо-
ды с высокой амплитудой переменности (>0m. 5),
ненту, излучение которой сравнимо с излучением
без пикообразной вспышечной активности. В ре-
оптически тонкого аккреционного диска. В спектре
зультате наблюдательные данные были получены
объекта мы обнаружили абсорбционные детали
для 84 отобранных звездных площадок. Только
на длинах волн λ = 4270-4320
A (G-полоса CH
два объекта CRTS CSS131014 J005347+405549
и CRTS CSS110920 J153024+220646 (далее
CSS131014 и CSS110920) оказались интересны
1310141400044134796.html
для более детального изучения.
bin/getcssconedb_release_img.cgi
ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 46
№7
2020
516
ГАБДЕЕВ и др.
Таблица 1. Звездные величины и показатели цвета объектов CSS131014 и CSS110920
Объект
Mag SED540
SED470-SED540
SED540-SED656
17.86 ± 0.01
-0.11
0.27
CSS131014
18.54 ± 0.02
-0.31
0.19
19.33 ± 0.04
0.21
0.67
19.64 ± 0.05
0.32
-0.15
CSS110920
19.40 ± 0.05
0.26
-0.20
19.53 ± 0.05
0.06
-0.18
и TiI), λ = 5159-5190
A (триплет MgI) и λ =
5 спектров в ночи MHD=55 649 (3 спектра) и
55650 (2 спектра). Лучевые скорости, измеренные
= 3885-3899
A (дублет NaI), формирующиеся в
Å
атмосфере G-карлика с температурой 5000 K ≤
по ядрам эмиссионных линий Hβ и He II λ4686
,
≤ Te ≤ 6000 K. Перечисленные характеристики
варьировались от -200 ± 20 до 180 ± 20 км/с. Зна-
донора в CSS131014 позволяют предположить
чения лучевых скоростей линий в соседние ночи
ее принадлежность к карликовым новым типа
имеют одинаковый тренд на уменьшение. В итоге
U Gem или Z Cam. Малая амплитуда 1m и
мы пришли к выводу, что спектры получены в
достаточно высокая частота вспышек MHDbursts =
близкие фазы орбитального периода. Определить
= 55162, 56569 (CRTS), 57003 (LAMOST), 58824
примерное значение орбитального периода по этим
(3BS) подтверждают данную классификацию. В
данным не удалось. На суммарном спектре вид-
обзоре Моралес-Руеда и Марша (2002) пред-
ны линии циклотронного излучения, сглаженные
ставлен спектр карликовой новой EX Dra типа
вследствие усреднения. Поэтому мы исследовали
U Gem во время вспышки 2001 г., аналогичный
спектры по отдельности для выделения наиболее
спектру CSS131014. Однако доминирование линий
контрастных и четких линий циклотронного излу-
HeII говорит о нахождении системы в высоком
чения.
состоянии с очень горячим аккреционным диском,
Моделирование циклотронных спектров прово-
что более характерно для типа Z Cam. В последней
дилось на основе однородной модели излучающей
версии каталога Риттера и Колба (2004) представ-
области (см., например, Колбин, 2019). Эта мо-
лена информация о 13 таких системах, параметры
дель характеризуется напряженностью магнитно-
которых аналогичны CSS131014.
го поля B, электронной температурой Te, углом
между линией магнитного поля и лучом зрения θ
Кривые блеска объекта CSS1109205 , по дан-
ным каталога CRTS, показывают суточную пере-
и параметром Λ = ω2pl/ωcc, где l — геометрическая
менность с амплитудой 1m и квазисинусоидальную
глубина излучающей области вдоль луча зрения, а
долговременную переменность среднего блеска в
ωp и ωc — плазменная и циклотронная частоты со-
диапазоне V = 18m-19m. 5. Измерения в рамках
ответственно. Варьирование в широких диапазонах
программы 3BS представлены в табл. 1. Объ-
параметров B, Te, θ и Λ не привело к удовлетво-
ект не показал ожидаемой переменности блеска и
рительному описанию наблюдаемых спектров. По
показателей цвета. Однако имеющиеся спектры6
этой причине мы усложнили модель, путем вклю-
объекта CSS110920 в обзоре неба SDSS (λ =
чения в нее источника спектра Рэлея-Джинса.
Область допустимых оценок оказалась сильно вы-
= 3000-10 400
A) показывают голубой континуум
тянутой по параметрам Te, θ и Λ и исключает
с сильными узкими (F W HM = 6˚A) однопиковы-
их однозначное определение. Удовлетворительное
ми эмиссионными линиями водорода серии Баль-
описание наблюдаемых спектров достигается для
мера, нейтрального и ионизованного гелия и более
напряженности магнитного поля B = 32 ± 2 МГс.
тяжелых элементов. Всего в обзоре SDSS имеется
На рис. 1 показаны результаты моделирования
трех спектров CSS110920 для температуры Te =
1109201210794130197.html
= 25 кэВ. Вышеперечисленные факты позволяют
однозначно классифицировать объект CSS110920
4446402577529761792
как поляр.
ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 46
№7
2020
РЕЗУЛЬТАТЫ ПЕРВОГО ГОДА
517
25
20
15
10
5
0
4000
5000
6000
7000
8000
9000
10 000
Wavelength, Å
Рис. 1. Наблюдаемый (серая линия) и теоретические спектры CSS110920. Показаны Рэлей-Джинсовская и цик-
лотронная составляющие, рассчитанные для температуры Te = 25 кэВ, и итоговый теоретический спектр (сплошные
линии). Также показаны примеры описания наблюдаемого спектра с температурами циклотроннойсоставляющей 15 кэВ
(штриховая линия) и 35 кэВ (штрихпунктирная линия).
Дополнительно мы провели анализ временных
ную форму с амплитудой 1m (рис. 2). Такая кривая
рядов имеющихся кривых блеска. Встроенные в
блеска свойственна полярам с углом наклона си-
базу данных CRTS процедуры поиска орбиталь-
стемы 45◦-60◦ (см., например, кривые блеска EF
ного периода4 не дали положительного результа-
Eri в работе Уильям, Хильтнер, 1982, или V347 Pav
та. Для дальнейшего исследования мы выделили
в Бейлей и др., 1995).
фотометрические данные для более высокого со-
стояния яркости объекта 〈V 〉 ≈ 18m. Анализ вре-
ЗАКЛЮЧЕНИЕ
менных рядов проводился программой Горанского
EFFECT7 . Пик спектра мощности, вычисленный
Проведен поиск кандидатов в поляры из
методом Лафлера и Кинмана (1965), соответство-
каталога катаклизмических переменных CRTS
вал периоду POrb = 0d.054437 ± .000001. Он со-
DR1(Дрэйк и др., 2014) на основе анализа их кри-
провождался двумя суточными алиасами POrb =
вых блеска. За время выполнения наблюдательной
.057571. Полученная орби-
программы 3BS на телескопе Цейсс-1000 с января
тальная кривая блеска имеет квазисинусоидаль-
2019 г. по март 2020 г., в течение 13 наблюдатель-
ных ночей были исследованы 84 кандидата и их
звездные площадки. Получена фотометрия звезд
ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 46
№7
2020
518
ГАБДЕЕВ и др.
17.0
17.5
18.0
18.5
19.0
0
0.5
1.0
Phase
Рис. 2. Кривая блеска объекта CSS110920 в высоком состоянии, свернутая с найденным орбитальным периодом.
поля с использованием фильтров SED 470, 540
ствие своего нахождения в состоянии низкого тем-
и 656 с предельной яркостью до 20m. В процессе
па аккреции. В этом состоянии эмиссионные линии
ее анализа была обнаружена карликовая новая
имеют низкую интенсивность, а циклотронные
CSS131014, наблюдавшаяся во время вспышки.
гармоники дают больший вклад в формирование
Наблюдаемые особенности спектра позволили
континуума. Это может привести к равномерному
сделать оценку массы вторичного компонента
распределению энергии в выбранных диапазонах
системы M2 = 0.94 ± 0.04 M⊙ и предположить, что
спектра и уменьшению орбитальной переменности
система принадлежит к карликовым новым типа
блеска.
U Gem или Z Cam. Объект CSS110920 не показал
Несмотря на отсутствие на сегодняшний день
ожидаемой переменности блеска и показателей
прямого детектирования поляров в рамках наблю-
цвета, но архивные спектры из обзора неба SDSS
дательной программы 3BS, мы продолжим поиск
дают основание классифицировать его как поляр.
кандидатов в поляры при помощи среднеполосных
Анализ имеющихся данных позволил определить
фильтров. Планируется начать использовать новые
наиболее вероятный орбитальный период системы
50-см телескопы САО РАН с полем зрения 1.5 уг-
POrb = 0d.054437 и получить оценку напряженности
ловых градуса для слепого поиска кандидатов в
магнитного поля белого карлика B ≈ 32 MG.
поляры в приполярной и близких к Млечному Пути
Мы делаем предположение, что объект не был
областях, в которых отсутствует покрытие суще-
детектирован при фотометрических наблюдениях с
ствующими фотометрическими обзорами неба.
использованием среднеполосных фильтров вслед-
Работа основана на наблюдательных данных,
ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 46
2020
№7
РЕЗУЛЬТАТЫ ПЕРВОГО ГОДА
519
полученных на телескопе Цейсс-1000 САО РАН,
9. Жанг и др. (S. Zhang, A.-L. Luo, G. Comte, et al.),
при поддержке Министерства науки и высшего
VizieR Online Data Catalog J/ApJS/240/31 (2019).
образования Российской Федерации (включая со-
10. Жирарди и др. (L. Girardi, A. Bressan, G. Bertelli, et
глашение No 05.619.21.0016, уникальный иденти-
al.), Astron. Astrophys. Suppl. Ser. 141, 371 (2000).
фикатор проекта RFMEFI61919X0016). Исследо-
11. Колбин и др. (A.I. Kolbin, N.A. Serebryakova,
вание выполнено при финансовой поддержке Рос-
M.M. Gabdeev, et al.), Astrophys. Bull. 74, 80 (2019).
сийского научного фонда (РНФ № 18-72-00106).
12. Кроппер (M. Cropper), Space Sci. Rev. 54, 195
В.Н. Аитов благодарит Российский фонд фунда-
(1990).
ментальных исследований (грант № 18-29-21030)
13. Ланг и др. (D. Lang, D.W. Hogg, K. Mierle, et al.),
за поддержку его участия в наблюдениях. В.В. Ши-
Astron. J. 139, 1782 (2010).
манский благодарит Российский фонд фундамен-
14. Лафлер, Кинман (J. Lafler and T.D. Kinman),
Astrophys. J. Suppl. Ser. 11, 216 (1965).
тальных исследований (грант № 18-42-160003).
15. Моралес-Руеда, Марш (L. Morales-Rueda and
T.R. Marsh), MNRAS 332, 814 (2002).
СПИСОК ЛИТЕРАТУРЫ
16. Мроз и др. (P. Mr ´oz, A. Udalski, R. Poleski, et al.),
1. Бертин (E. Bertin), Astronomical Data Analysis
Acta Astron. 65, 313 (2015).
Software and Systems XX 442, 435 (2011).
17. Риттер, Колб (H. Ritter and U. Kolb), Astron.
2. Бертин, Арно (E. Bertin and S. Arnouts), Astron.
Astrophys. 404, 301 (2004).
Astrophys. Suppl. Ser. 117, 393 (1996).
18. Розен и др. (S.R. Rosen, N.A. Webb, M.G. Watson,
3. Буерманн, Томас (K. Buermann and H.-C. Thomas),
et al.), Astron. Astrophys. 590, A1 (2016).
Adv. Space Res. 13, 115 (1993).
19. Стокман и др. (H.S. Stockman, G.D. Schmidt, and
4. Бэйлей и др. (J.A. Bailey, L. Ferrario,
D.Q. Lamb), Astrophys. J. 332, 282 (1988).
D.T. Wickramasinghe, et al.), MNRAS 272, 579
20. Уильям, Хилтнер (G. Williams and W.A. Hiltner),
(1995).
Astrophys. J. 252, 277 (1982).
5. Габдеев и др. (M.M. Gabdeev, T.A. Fatkhullin,
21. Уорнер (B. Warner), Polars. In Cataclysmic Var.
and N.V. Borisov), arXiv e-prints arXiv:2004.11764
Stars 307 (2003).
(2020).
22. Хонда и др. (M. Honda, K. Osawa, K. Osada, et al.),
6. Дрэйк и др. (A.J. Drake, S.G. Djorgovski,
IAU Circ. 2826, 1 (1975).
A. Mahabal, et al.), Astrophys. J. 696, 870 (2009).
23. Хоу и др. (Wen Hou, A.-li Luo, Yin Bi Li, et al.),
7. Дрэйк и др. (A.J. Drake, B.T. G ¨ansicke,
Astron. J. 159, 18 (2020).
S.G. Djorgovski, et al.), MNRAS 441, 1186 (2014).
24. Шкоди и др. (P. Szkody, S.F. Anderson, K. Brooks, et
8. Емельянов Э.В., Фатхуллин Т.А., Москвитин А.С.,
САО РАН, Технический отчет № 340 (2019).
al.) Astron. J. 142, 181 (2011).
ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 46
№7
2020
