sobota, 18 wrzesień 2021 22:50

Superwybuch V627 Peg w 2021 roku

Napisał

W bieżącym roku jesteśmy zarzucani bogactwem rzadkich zjawisk niespodziewanie pojawiających się w układach kataklizmicznych takich jak wybuchy trzech jasnych nowych V1405 Cas, V1674 Her, RS Opchiuchi oraz rzadkich superwybuchów V603 Aql i V627 Peg.

Szczególnie wielką wartość naukową mają obserwacje tego ostatniego układu gwiazdowego ze względu międzynarodową kampanię obserwacyjną prawie pełnego widma promieniowania elektromagnetycznego (zakres od radiowego po optyczny, X aż do gamma). Koordynator tej akcji obserwacyjnej dr Ch. Knigge zaprosił w dn. 20 lipca br. (patrz [1]) miłośników astronomii do obserwacji V627 Peg. W tej akcji uczestniczyli dwaj obserwatorzy z Polski, których obserwacje są w bazie AAVSO: Andrzej Armiński (profesjonalna fotometria w systemie filtrów Sloana: g’, r’, i’) oraz autor tego materiału (fotometria lustrzankowa).

Nowe karłowate

Gwiazdy zmienne kataklizmiczne są ciasnymi układami podwójnymi składającymi się z białego karła (główny składnik układu) i małomasywnej gwiazdy (wtórny składnik układu). Wokół białego karła tworzy się dysk akrecyjny w wyniku wypływu masy przez powierzchnię Roche’a ze składnika wtórnego.

Podklasą układów kataklizmicznych są nowe karłowate. W fazie spokojnej następuje powolna akumulacja materii w dysku akrecyjnym. Co jakiś czas następuje „wybuch”, podczas którego gwałtownie przyspiesza przepływ materii w dysku i w krótkim czasie następuje uwolnienie ogromnej ilości energii grawitacyjnej. Za nagłe włączenie gwałtownej akrecji odpowiadają niestabilności w dysku lub zmiany tempa transferu masy z wtórnego składnika – gwiazdy ciągu głównego.

Rys 1 Rodzaje gw kataklizm 

Rys. 1. Wykres okres orbitalny vs tempo akrecji na białego karła (Ṁ) przedstawiający dwie krytyczne linie odpowiedzialne za stabilność dysków akrecyjnych w układach kataklizmicznych. Te linie dzielą wykres na następujące cztery części (w elipsach oznaczono typy układów kataklizmicznych):

  • obszar I – układy „nowo-podobne” (inne oznaczenie UX UMa) ze stabilnymi dyskami akrecyjnymi, w których nie obserwuje się zarówno normalnych wybuchów jak i superwybuchów;
  • obszar II – tylko normalne wybuchy nowych karłowatych typu U Gem;
  • obszar III – tylko wybuchy, w których obserwuje się supergarby;
  • obszar IV – układy typu SU UMa (+ podtyp WZ Sge), w których obserwuje się zarówno normalne wybuchy jak i zjawisko supergarbów.

Na rysunku oznaczono pionowymi przerywanymi liniami obszar pomiędzy 2 i 3 godzinami okresu orbitalnego, gdzie praktycznie nie obserwuje się układów kataklizmicznych. Pływowej niestabilności dysku podlegają układy kataklizmiczne z krytycznym stosunkiem mas M2/M1 < 1/4 (masa składnika wtórnego / masa białego karła), czyli o okresach orbitalnych < ~2 godzin.
Oprac. na podstawie [6]

Nowe karłowate dzieli się na kilka typów, które określa się nazwami przykładowych obiektów (patrz rys. 1). Na ogół wybuchy nowych karłowatych trwają kilka dni dla typu U Gem i SS Cyg, podczas których jasność rośnie od 2m do 6m względem fazy spokojnej. Natomiast typ SU UMa nowych karłowatych oprócz takich zwykłych wybuchów wykazuje mniej częste „superwybuchy”, które trwają kilka tygodni. Superwybuchy charakteryzują się osobliwą modulacją jasności w kształcie garbu o amplitudzie poniżej 1m, która pojawia się krótko po maksimum jasności i występuje aż do początku fazy spokojnej. Ich maksymalna amplituda zależy od nachylenia płaszczyzny orbity i zmienia się od ~0,25m przy niskim nachyleniu do ~0,6m – gdy na układ patrzymy z boku (Smak 2010). Nowe karłowate typu WZ Sge są podgrupą zmiennych SU UMa, w których przerwy pomiędzy superwybuchami są szczególnie długie i wynoszą od kilku lat do nawet dziesięcioleci.

Uważa się, że normalne wybuchy w układach kataklizmicznych typu SU UMa lub WZ Sge posiadają taką samą naturę jak w typie U Gem (patrz rys. 2a)).

Superwybuchy próbuje wyjaśnić kilka modeli teoretycznych. W szczególności w zaproponowanym przez Witehurst’a (1988 r.) i Hiroshe, Osaki (1990 r.) modelu niestabilności termiczno-pływowych TTI (skrót z j. ang. Thermal-Tidal Instability) zakłada się, że zarówno „normalne” wybuchy jak i superwybuchy są wywoływane przez niestabilności dysku akrecyjnego (patrz rys. 2). Przyczyną tych pierwszych jest niestabilność termiczna, natomiast tych drugich – niestabilność pływowa. Procesy fizyczne powodują, że dysk akrecyjny powiększa się do krytycznego promienia, przy którym zostaje osiągnięty rezonans 3:1 i pływowe niestabilności generują superwybuch – co w końcu powoduje powrót dysku do normalnych rozmiarów. Nie obserwuje się supergarbów z normalnymi wybuchami. Występują one zawsze z superwybuchami i mogą generować aż do 30% całkowitej jasności układu. Zgodnie z modelem TTI, supergarby w krzywych blasku są spowodowane przez precesję eliptycznego dysku.

Rys 2 Niestabilnosc termiczna i plywowa

Rys. 2. Schematyczne wykresy wyjaśniające mechanizm termicznej niestabilności dla normalnych wybuchów w układach typu U Gem (a) oraz pływowej niestabilności dla superwybuchów w układach typu SU UMa (b). Tutaj Ṁacc i Ĵtid oznaczają odpowiednio zmiany w czasie tempa akrecji masy na białego karła oraz zmianę momentu pędu układu, zaś „sigma” i Jdisk – odpowiednio parametr lepkości materii, z której składa się dysk oraz moment pędu dysku.

Dyski akrecyjne stają się termicznie niestabilne ze względu na częściową jonizację wodoru i mogą ewoluować pomiędzy dwoma stanami: gorący zjonizowany dysk o dużej lepkości („sigma”) i zimny dysk z neutralnym wodorem o małej lepkości.

Przy niestabilności pływowej dyski akrecyjne deformują się do kształtu eliptycznego i podlegają powolnej precesji.
Oprac. na podstawie [6]

W 2009 roku polski astronom prof. Józef Smak z CAMK-u zaproponował model EMT (skrót z j. ang. Enhanced Mass Transfer) zwiększonego przepływu masy na białego karła. Wybuch jest wynikiem nagłego wzrostu transferu masy z wtórnego składnika, który z kolei jest spowodowany niestabilnością w atmosferze gwiazdy ciągu głównego. Te zmiany transferu masy są powodowane przez zmienną irradiację, czyli napromieniowanie wtórnego składnika. Źródłem tej irradiacji jest gorąca plama o bardzo zmiennym strumieniu fotonów (gorąca plama – miejsce, gdzie struga materii ze składnika wtórnego zderza się z dyskiem akrecyjnym). W tym modelu supergarby są spowodowane zwiększoną dyssypacją energii kinetycznej strumienia przepływającej materii. Więcej informacji na temat tych modeli można znaleźć np. w publikacjach [5] i [6].

Supergarby (ang. superhumps) dla zmiennych typu WZ Sge ewoluują od „wczesnych supergarbów” (ang. early superhumps) w pobliżu maksimum jasności (dwa garby o okresie bardzo bliskim okresowi orbitalnemu). W późniejszym okresie pojawiają się „zwykłe supergarby” (ang. ordinary superhumps) z „jedno-garbną” modulacją jasności o okresie o kilka procent większą niż okres orbitalny. Wreszcie kilka dni po gwałtownym spadku jasności po fazie plateau pojawiają się „późne supergarby” (ang. late superhumps), które mogą trwać nawet przez kilkaset cykli orbitalnych układu już po zakończeniu superwybuchu. V627 Peg jest przedstawicielem typu WZ Sge, ponieważ do tej pory zaobserwowano tylko trzy superwybuchy w odstępach wielu lat (2010, 2014, 2021).

Superwybuchy V627 Peg w 2021 i 2014 roku okazały się podobne (por. rys. 3) Natomiast inną charakterystykę wykazał wybuch w 2010 roku. V627 Peg osiągnęła mniejszą jasność w maksimum podczas dwóch ostatnich superwybuchów w porównaniu do 2010 r. Również względem maksimum jasności wcześniej o ~7 dni pojawiła się płaska część krzywej blasku przy jasności ~11,1m oraz spadek jasności o ponad ~2m.

Rys 3 Trzy superwybuchy V627 Peg

Rys. 3. Krzywa blasku V627 Peg w filtrze V podczas superwybuchów w latach 2010, 2014 i 2021. Dane dotyczące 2010 r. pochodzą z [4], a pozostałe to średnie dobowe obserwacji zebranych przez AAVSO.

V627 Peg i jej superwybuchy

Nowa karłowata V627 Peg została odkryta podczas superwybuchu w 2010 roku przez koreańskich miłośników astronomii Dae-Am Yi, Yeongwol-kuna, Gangwon-do. Dostrzegli ją na zdjęciach wykonanych lustrzanką cyfrową z obiektywem 93 mm, gdy miała jasność ~10,8m. Późniejsze przeszukanie kolekcji klisz niemieckiego obserwatorium Sonneberg wykazały, że ten sam obiekt wybuchł również w końcu 1942 r., ale wtedy nikt tego nie zauważył.

Rys 4a 2021 07 19 20 LC V627 Peg inni obs V SGRys 4b 2021 07 29 LC V627 Peg RB TG V inni obsRys 4c 2021 08 08 LC V627 Peg AM SR

Rys. 4. Krzywa blasku V627 Peg podczas superwybuchu w 2021 r.- przykładowe obserwacje raportowane do bazy AAVSO z różną strukturą supergarbów:

  • (górny panel) w dn. 19-20 lipca 2021 r. (maksimum jasności podczas superwybuchu) przez hiszpańskiego obserwatora J.Ruiz Fernandez’a - fotometria w filtrze sloanowskim g’ oraz D.Boyd’a i M.Larsson’a w filtrze dżonsonowskim filtrze V,\
  • (środkowy panel) w dn. 29-30 lipca 2021 r, przez autora niniejszego materiału – fotometria lustrzankowa w zielonym filtrze TG (zielone okręgi); dla porównania pokazano również obserwacje w filtrze V (zielone prostokąty) z tego okresu; widać podobną tendencję w modulowaniu jasności.
  • (dolny panel) w dn. 7-8 sierpnia 2021 r. przez Andrzeja Armińskiego w filtrze sloanowskim r’.

Na ogólne zmiany jasności podczas superwybuchu pokazane na rys.3 nakładają się modulacje jasności w krzywej blasku o okresie zbliżonym do okresu orbitalnego układu, czyli tzw. supergarby (przykłady na rys.4). Okres orbitalny V627 Peg wynosi ~0,05452 dnia (~1,3 godz. / 79 minut). Źródło: LCG AAVSO.

Superwybuch w 2010 roku był intensywnie obserwowany przez grupę astronomów słowackich i rosyjskich pod kierunkiem D. Chochol [4]. Podczas tego superwybuchu średnia jasność V627 Peg spadła o 2m w ciągu 13 dni od maksimum jasności, a po około 140 dniach osiągnęła jasność w fazie spokojnej (V~16,0m). Z obserwacji tego superwybuchu astronomowie oszacowali okres orbitalny układu oraz masę składnika wtórnego (gwiazda która traci masę na rzecz białego karła) na zaledwie ~0,09 Mʘ. Jest to więc już prawie brązowy karzeł, ponieważ poniżej ~0,08 Mʘ jest za niska temperatura w środku gwiazdy do podtrzymania reakcji jądrowych. W bazie danych AAVSO VSX okres orbitalny układu V627 Peg wynosi 0,05452 dnia, czyli 78,51 minut.

Zaobserwowano superwybuch tej nowej karłowatej również w 2014 r. Ale najnowszy superwybuch z lipca 2021 r. był pod specjalnym nadzorem ze względu na międzynarodową kampanię obserwacyjną superwybuchu V627 Peg w wielu zakresach widma (X, daleki UV, zakres optyczny, radiowy). Pilną potrzebę obserwacji rzadkiego wybuchu nowej karłowatej V627 Peg zgłosił w dn. 20 lipca 2021 r. na portalu AAVSO wybitny badacz układów kataklizmicznych Christian Knigge (University of Southampton) - szczegóły w alercie AAVSO nr 747 [1]. Wyjaśnił cel obserwacji superwybuchu V627 Peg w 2021 r.:

„Jesteśmy szczególnie zainteresowani zmianami w wielu długościach fali tego układu, gdy powraca do stanu spokojnego. Obecnie obserwujmy w zakresie rentgenowskim i ultrafioletowym za pomocą obserwatorium satelitarnego SWIFT i kilku radioteleskopów, które powinny umożliwić śledzenie, czy jest jakiś dżet w układzie podczas wybuchu i jak się zmienia. Chcielibyśmy odpowiedzieć na pytania w rodzaju: czy pojawienie się/zanik dżetu jest związany ze zjawiskami w innych zakresach, np. pojawienie się linii emisyjnych podczas zaniku lub nawet szczególnego rodzaju oscylacji w fotometrii optycznej lub może zmiany barwy układu w zakresie optycznym.
Kampania obserwacyjna z użyciem satelity SWIFT będzie trwała przynajmniej 30 dni, więc będą ważne jakiekolwiek dane zebrane w tym okresie. Zachęcamy do spektroskopii i dwubarwnej fotometrii (np. BV) o dużej kadencji tych obserwatorów, którzy mają takie możliwości. Jednak każde dane obserwacyjne będą przydatne, aby odtworzyć ewolucję układu w zakresie optycznym”.

Andrzej Armiński uzyskał w robotycznym Obserwatorium Marina Sky w Nerpio (Hiszpania) ogółem 2175 obserwacji V627 Peg - z czego 349 to są obserwacje w filtrze sloanowskim g’, 1410 – w filtrze r’, a 416 – w filtrze i’. Ogólną krzywą blasku z tymi obserwacjami prezentuje rys.5, a szczegółowe krzywe blasku na konkretne dni - wykresy od rys. 6a) do rys. 6i). Są to obserwacje już po fazie plateau (6-19 sierpnia 2021 r.), gdy w krzywej blasku pojawiły się późne supergarby. W tym okresie występowały zmiany jasności w skali godzin o amplitudzie rzędu ~0,2 - 0,4m.

Do obserwacji został wykorzystany teleskop typu Corrected Dall-Kirkham (CDK) amerykańskiej firmy Planewave o aperturze 17 cali (D = 432 mm, F = 2923, f/6,8) z kamerą CCD Finger Lakes Instrumentation ProLine 16803 - matryca KAF-16803 (przekątna 52,1 mm, 4096 x 4096 pikseli o wielkości 9,0 µm) z siedmiopozycyjnym kołem filtrowym FLI CFW-5-7 i filtrami Astrodon L, H-alfa, SLOAN g', SLOAN r', SLOAN i'.

Zdjęcia zostały skalibrowane za pomocą oprogramowania MaxIm DL, gwiazdy zidentyfikowano z użyciem DC-3 Deams PinPoint, a fotometrię wykonano za pomocą AAVSO VPhot. Do fotometrii użyto dwie gwiazdy porównania (tzw. fotometria ensemble) oznaczone na mapkach AAVSO jako 129 i 131, a gwiazdą testową była 134. Jasności g’, r’, i’ tych gwiazd zostały wzięte z ALTAS-refcat2 Catalogue.

Natomiast obserwacje lustrzankowe pokazane na rys. 4 (środkowy panel) zostały wykonywane za pomocą refraktora APO F/7 o aperturze 102 mm i lustrzanki Canon 400D na montażu EQ3-2 z napędem. Jako gwiazdę porównania i testową użyto odpowiednio gwiazdy oznaczone jako 115 i 117 na mapkach AAVSO. Są to obserwacje na granicy zasięgu tego zestawu fotometrycznego przy naświetlaniach trwających zaledwie 30 sekund na klatkę. Dlatego jest tak duże „rozmycie” w skali wielkości gwiazdowych. Są to obserwacje z początku fazy plateau w krzywej blasku V627 Peg (29 lipca 2021 r.), gdy występowały wahania jasności o amplitudzie poniżej ~0,1m.

Obecnie trwa analiza zebranych danych obserwacyjnych V627 Peg z całego zakresu spektralnego promieniowania elektromagnetycznego przez grupę zawodowych astronomów, którą koordynuje Christian Knigge.

Rys 5 LC AA V627 Peg 6 19 VIII 2021

Rys. 5. Krzywa blasku V627 Pegasi w filtrach sloanowskich g’, r’, i’ wykonane przez Andrzeja Armińskiego w dniach 6-19 sierpnia 2021 r. Źródło: Andrzej Armiński.

Rys 6a LC AA V627 Peg 6 7 VIII 2021

Rys. 6a) Krzywa blasku V627 Peg z modulacją supergarbów jednocześnie w filtrach sloanowskich g’, r’ w dn. 6-7 sierpnia 2021 r. Źródło: Andrzej Armiński.

Rys 6b LC AA V627 Peg 7 8 VIII 2021

Rys. 6b) Krzywa blasku V627 Peg z modulacją supergarbów w barwie r’ w dn. 7-8 sierpnia 2021 r. Źródło: Andrzej Armiński.

Rys 6c LC AA V627 Peg 9 10 VIII 2021

Rys. 6c) Krzywa blasku V627 Peg z modulacją supergarbów jednocześnie w filtrach sloanowskich g’, r’ w dn. 9-10 sierpnia 2021 r. Źródło: Andrzej Armiński.

Rys 6d LC AA V627 Peg 12 VIII 2021

Rys. 6d) Krzywa blasku V627 Peg z modulacją supergarbów w barwie i’ w dn. 12 sierpnia 2021 r. Źródło: Andrzej Armiński.

Rys 6e LC AA V627 Peg 12 13 VIII 2021

Rys. 6e) Krzywa blasku V627 Peg z modulacją supergarbów w barwie i’ w dn. 12-13 sierpnia 2021 r. Źródło: Andrzej Armiński.

Rys 6f LC AA V627 Peg 14 15 VIII 2021

Rys. 6f) Krzywa blasku V627 Peg z modulacją supergarbów w barwie r’ w dn. 14-15 sierpnia 2021 r. Źródło: Andrzej Armiński.

Rys 6g LC AA V627 Peg 16 VIII 2021

Rys. 6g) Krzywa blasku V627 Peg z modulacją supergarbów w barwie r’ w dn. 16 sierpnia 2021 r. Źródło: Andrzej Armiński.

Rys 6h LC AA V627 Peg 16 17 VIII 2021

Rys. 6h) Krzywa blasku V627 Peg z modulacją supergarbów w barwie r’ w dn. 16-17 sierpnia 2021 r. Źródło: Andrzej Armiński.

Rys 6i LC AA V627 Peg 18 19 VIII 2021

Rys. 6i) Krzywa blasku V627 Peg z modulacją supergarbów jednocześnie w filtrach sloanowskich g’, r’ w dn. 18-19 sierpnia 2021 r. Źródło: Andrzej Armiński.

Bibliografia

[1] Alert AAVSO „Alert Notice 747: V627 Peg photometry and spectroscopy requested”.
[2] Forum AAVSO „V627 Peg observing campaign”.
[3] Forum BAA „Outburst of the WZ Sge star V627 Peg”.
[4] D. Chochol i inni (2012) „Photometric investigation of the dwarf nova Pegasi 2010 – a new WZ Sge-type object”.
[5] J. Smak (2010) „Superhumps and their Amplitudes”.
[6] Y. Osaki (2005) „The disk instability model for dwarf nova outbursts”.

 

Czytany 58 razy Ostatnio zmieniany czwartek, 21 październik 2021 15:59

Skomentuj

kalkulatory

baner GCVSbaza ptma baner pod

Warto przeczytać

"Historia obserwacji gwiazd zmiennych"
Biuletyn nr 26 (4/2016)

"Obserwacje pochodni fotosferycznych
w świetle białym – morfologia
oraz pomiar nasilenia"
Biuletyn nr 22 (4/2015)

"Klasyfikacja grup plam słonecznych
wg McIntosha"
Biuletyn nr 21 (3/2015)

"Grupy, plamy, cienie i półcienie"
Biuletyn nr 20 (2/2015)

"Podstawowe indeksy aktywności słonecznej. Liczba Wolfa (R) oraz Classification Values (CV)"
Biuletyn nr 19 (1/2015)

"Utrata masy – jej wpływ na ewolucję i los bardzo masywnych gwiazd"
Biuletyn nr 18,19,20 (4/2014-2/2015)

"Amatorska próba stworzenia modelu wybuchów supernowych na podstawie własnych obserwacji astronomicznych"
Biuletyn nr 12 (2/2013)

"Klasyfikacja i nazewnictwo protuberancji"
Biuletyn nr 11 (1/2013)

"Amatorska fotometria CCD w praktyce
+ egzoplanety metodą tranzytową"
Biuletyn nr 8 (2/2012)

"O długości ekspozycji i ilości zdjęć 
w astrofotografii słów kilka"
Biuletyn nr 7 (1/2012)

"Krótki przepis na rozpoczęcie znajomości
z amatorską fotometrią gwiazd zmiennych"
Biuletyn nr 7 (1/2012)

"Jak zabrać się za fotometrię CCD
gwiazd zmiennych"
Biuletyn nr 6 (4/2011)

"Wyznaczanie współrzędnych heliograficznych plam słonecznych"
Biuletyn nr 4 (2/2011)