Исследование подсистемы новых звезд в галактике

На правах рукописи

Бурлак Марина Андреевна Исследование подсистемы новых звезд в Галактике Специальность 03.02.01 – астрофизика, радиоастрономия

АВТОРЕФЕРАТ

диссертации на соискание ученой степени кандидата физико-математических наук

Москва, 2008 1

Работа выполнена на кафедре астрофизики и звездной астрономии физического фа культета Московского государственного университета им. М.В. Ломоносова Научные руководители:

Черепащук академик РАН, Анатолий Михайлович доктор физико-математических наук (ГАИШ МГУ) Архипова кандидат физико-математических наук Вера Петровна (ГАИШ МГУ)

Официальные оппоненты:

Самусь доктор физико-математических наук Николай Николаевич (Институт астрономии РАН) Павленко кандидат физико-математических наук Елена Петровна (КрАО) Казанский государственный университет

Ведущая организация:

(КГУ)

Защита диссертации состоится 15 мая 2008 года в 14 часов на заседании Диссертаци онного совета по астрономии Московского государственного университета им. М.В. Ло моносова, шифр Д501.001.86.

Адрес: 119992, Москва, Университетский проспект, 13.

С диссертацией можно ознакомиться в библиотеке Государственного астрономиче ского института им. П.К. Штернберга МГУ (Москва, Университетский проспект, 13)

Автореферат разослан " " 2008 г.

Ученый секретарь Диссертационного совета Алексеев С.О.

кандидат физико-математических наук

Общая характеристика работы

Актуальность темы. Новые звезды всегда привлекали к себе вни мание, благодаря многообразию физических процессов, связанных со вспышкой новой звезды: от взаимодействий элементарных частиц до эво люции тесной двойной системы. Для изучения этих процессов важно знать, как изменяется светимость новой звезды в течение вспышки, ка ков блеск в максимуме, как быстро новая ослабевает после максимума.

Поскольку для новых звезд существует зависимость абсолютной вели чины в максимуме от скорости падения блеска после максимума, то зна ние фотометрических параметров вспышки дает возможность оценить расстояние и величину межзвездного поглощения света для новой, что особенно ценно в тех случаях, когда не удается получить искомые вели чины иными методами. Для галактических новых звезд, вспыхнувших до 1986 года, все опубликованные фотометрические данные собраны в биб лиографическом каталоге Дюрбека (Дюрбек, 1987). Для более поздних новых, не вошедших в каталог Дюрбека, не существует единого каталога данных.

Для изучения новой звезды необходимо знать величину межзвездного поглощения света. Для новых звезд проблема определения межзвездного поглощения света стоит особенно остро. Во-первых, в Галактике новые концентрируются к галактической плоскости, где располагается основ ная часть поглощающей среды. Поэтому поглощение для многих из них может быть велико и пренебрегать им нельзя. Во-вторых, вспышка но вой - это непредсказуемый процесс, и не всегда удается провести необ ходимые наблюдения на соответствующей стадии развития вспышки. В третьих, новые звезды являются пекулярными нестационарными объек тами, для них не подходит большинство надежных стандартных мето дов определения межзвездного поглощения. Если для отдельных новых удается оценить величину межзвездного поглощения света достаточно точно, то для большинства новых звезд надежные оценки отсутствуют.

В последние годы все исследования пространственного распределе ния новых звезд в нашей Галактике и в соседних звездных системах ведутся в рамках концепции, высказанной Дюрбеком (1990), о существо вании двух физически разных населений новых звезд, которые облада ют различным распределением в Галактике, а их предшественники, воз можно, качественно отличаются друг от друга. Считается, что быстрые яркие новые вспыхивают на белых карликах с массой, превышающей солнечную, и относятся к населению диска, а медленные слабые новые вспыхивают на менее массивных белых карликах и являются объекта ми балджа/толстого диска. В настоящее время данная концепция широ ко используется практически во всех исследованиях, посвященных но вым звездам. В частности, на основе этой гипотезы оценивается частота вспышек новых в нашей и в соседних галактиках, что, в свою очередь, необычайно важно для понимания природы новых звезд, а также хими ческой эволюции Галактики, истории звездообразования, эволюции тес ных двойных систем. Однако выводы о разделении классических новых звезд на два класса были получены рядом авторов при рассмотрении очень ограниченного количества хорошо изученных новых, с известны ми кривыми блеска, расстояниями, поглощением, спектральной эволю цией. Таких звезд мало (Делла Валле и Ливио (1998) – 27 новых). Как правило, это близкие объекты, для которых удалось измерить угловое расширение оболочки.

Цель работы – изучить распределение недавно вспыхнувших новых звезд в Галактике по z–координате, чтобы проверить концепцию двух населений новых: новых диска и новых балджа. Для решения основной задачи потребовалось собрать необходимые наблюдения, построить кри вые блеска, получить надежные оценки расстояния и межзвездного по глощения света, построить пространственное распределение для новых с разной скоростью падения блеска и сделать вывод о состоятельности гипотезы двух типов населений.

Основные результаты, выносимые на защиту 1. Кривые блеска 80 новых, вспыхнувших в Галактике в 1986-2006 гг.

Фотометрические параметры, определенные по кривым блеска новых: видимая звездная величина в максимуме блеска, времена падения блеска t2 и t3.

2. Оценки расстояния и межзвездного поглощения света, полученные для 64 галактических новых с использованием карт поглощения Шарова и Шлегеля и др.

3. Карты Шлегеля и др. по надежности оценок межзвездного погло щения света для объектов, расположенных далее 100 пк от галакти ческой плоскости, превосходят карты Шарова, благодаря своему бо лее высокому разрешению. Однако необходимо использовать карты Шарова для объектов на малой галактической высоте, когда важно учитывать изменение межзвездного поглощения с расстоянием.

4. Построенное распределение новых по z-координате не показало силь ной концентрации быстрых новых к галактической плоскости, ко торая предсказывается гипотезой о существовании двух населений новых. Значительное число быстрых новых имеет z 1000 пк.

5. Вывод о том, что не удается объяснить большое число быстрых но вых на значительном удалении от галактической плоскости только погрешностями фотометрических измерений. Однако характер рас пределения быстрых новых по z-координате очень сильно зависит от точности определения фотометрических параметров. Относительно малое число быстрых новых, расположенных вблизи галактической плоскости, объясняется сильной наблюдательной селекцией, основ ной причиной которой является межзвездное поглощение света.

6. Вывод о малом влиянии погрешностей наблюдений на распределе ние медленных новых по z-координате.

7. Применение критерия Колмогорова-Смирнова для проверки гипоте зы о существовании двух типов населений новых, подчиняющихся различным распределениям по z-координате, показало, что данная гипотеза верна с вероятностью 95.6%.

Научная новизна работы. Результаты диссертации, выносимые на защиту, являются новыми. Впервые для 80 новых звезд, вспыхнувших в 1986-2006 годах построены кривые блеска в единой фотометрической системе, для 64 звезд определены фотометрические параметры, оценены расстояние и величина межзвездного поглощения света с использованием карт Шарова (1963) и Шлегеля и др.(1998), построено распределение но вых по высоте над галактической плоскостью. На основании полученных данных проведено сравнение карт межзвездного поглощения света Ша рова (1963) и Шлегеля и др. (1998). Впервые исследованы ограничения на применение указанных карт при оценке межзвездного поглощения света для новых звезд. Впервые построено пространственное распреде ление достаточно большого числа новых звезд в Галактике.

Научная и практическая ценность работы.

Данная работа значительно увеличила число новых, которые мож но использовать при изучении пространственного распределения новых звезд в Галактике. Особую ценность представляет собой методика полу чения и обработки данных, которая позволила добиться статистической однородности результатов для большого числа звезд. Результаты, полу ченные в диссертационной работе, могут оказаться полезными в даль нейших исследованиях пространственного распределения новых звезд, а также при изучении природы новых звезд, вообще. Выводы относитель но применимости карт межзвездного поглощения света в полной мере справедливы и для переменных других типов, для звезд с эмиссионны ми линиями и иных пекулярных объектов.

Апробация результатов.

Основные результаты диссертации докладывались – на Семинаре–конкурсе аспирантских и студенческих докладов, СПбГУ, 20 сентября 2006 года (С.-Петербург, Россия) Структура диссертации.

Диссертация состоит из введения, трех глав, заключения, приложе ния и списка литературы. Общий объем работы составляет 97 страниц, диссертация содержит 32 рисунка, 12 таблиц, список цитируемой лите ратуры включает в себя 72 ссылки.

Содержание работы Во Введении дается краткое современное представление о природе клас сических новых звезд и более подробно обсуждаются те свойства новых звезд, по которым в настоящее время принято разделять новые на два класса, а именно: светимость в максимуме блеска, скорость падения блес ка, спектральная эволюция, масса предшественников, пространственное распределение в галактиках. Сделан обзор наиболее важных, на взгляд автора, работ, посвященных гипотезе о двух типах населений новых. Так же обосновывается актуальность работы, сформулирована основная ее цель, представлены выносимые на защиту результаты.

В Главе 1 обсуждаются сбор и обработка материала для дальней ших исследований, обосновывается выбор визуальных наблюдений. Про водится сравнение фотоэлектрических наблюдений, выполненных в по лосе V разными авторами, и визуальных наблюдений, предоставленных Американской ассоциацией наблюдателей переменных звезд (AAVSO).

Показано, что оценки блеска, полученные для одной звезды разными наблюдателями в течение одних суток, распределены нормально. Сред няя погрешность оценок характеризуется величиной стандартного откло нения m = 0m.2. Далее по визуальным оценкам наблюдателей AAVSO были построены кривые блеска для 80 новых звезд, вспыхнувших в 1986– 2006 гг. Чтобы выявить подробный ход кривой блеска и облегчить опре деление фотометрических параметров, кривые блеска практически всех новых сглаживались с интервалом 1 день.

По сглаженным кривым блеска для 64 новых были определены следу ющие фотометрические параметры: видимая звездная величина новой в максимуме mvis, время падения блеска на 2m и на 3m от величины в мак симуме (t2 и t3, соответственно). Для всех этих звезд построенные кри вые блеска удовлетворяют следующему требованию: наличие более или менее выраженного максимума и последующего ослабления блеска, воз можно, с колебаниями, со вспышками, с минимумами или вторичными максимумами. Кривые блеска остальных звезд не позволили получить искомые величины. Приводятся общие правила, которыми автор руко водствовался при определении фотометрических параметров в случае кривых блеска с особенностями (вспышки, глубокое ослабление блеска, связанное с образованием пыли, вторичный максимум, колебания блес ка). Здесь же приведены все 80 кривых блеска, а также фотометрические параметры для 64 новых звезд.

Для новых звезд существует зависимость абсолютной величины в мак симуме от скорости падения блеска после максимума, которая неодно кратно пересматривалась. В настоящей работе для нахождения види мого модуля расстояния использовалось эмпирическое соотношение из работы Коэн (1985) MV = 10.66 + 2.31 lg t2. Как и прочие подобные соотношения, оно позволяет получить надежные расстояния только в статистическом смысле. Для индивидуальных объектов ошибка может достигать 0.m 5. Чтобы определить расстояния новых звезд, полученные видимые модули расстояния следовало еще исправить за межзвездное поглощение света.

Глава 2 посвящена определению межзвездного поглощения света и расстояний. Чтобы построить распределение новых по высоте над плос костью Галактики, требовалось либо учесть межзвездное поглощение света, либо определить расстояние методом, не зависящим от поглоще ния. Рассматриваются наиболее надежные методы, которые обычно ис пользуются в случае новых звезд: метод бальмеровского декремента (для оценки межзвездного поглощения света), метод небулярных параллак сов, метод чернотельных параллаксов (для оценки расстояния). Посколь ку ни один метод не может быть применен ко всем исследуемым новым, в настоящей работе величина межзвездного поглощения оценивалась с помощью карт межзвездного поглощения.

В работе сравниваются характеристики следующих карт межзвездно го поглощения: Шарова (1963), Фицджеральда (1968), Неккеля и Кларе (1980), Арену и др. (1992), Шлегеля и др. (1998). Для достижения ос новной цели работы межзвездное поглощение для 64 новых звезд оце нивалось двумя методами, по картам Шлегеля и др. (1998) и по картам Шарова (1963), и затем результаты сравнивались между собой. К до стоинствам карт Шарова можно отнести наличие аналитической зави симости поглощения от расстояния и галактической широты. Но огра ничение по расстоянию, недостаточное пространственное разрешение, не учитывающее локальные вариации распределения поглощающей мате рии, дают ненадежные величины поглощения для индивидуальных объ ектов. Оценки, полученные таким способом, верны лишь в статистиче ском смысле. Карты Шлегеля и др. получены комбинированием данных миссии IRAS и эксперимента DIRBE с сохранением калибровки DIRBE и разрешения IRAS ( 5 ). На картах Шлегеля и др. дается оценка мак симального поглощения пыли на луче зрения в данном направлении в Галактике.

При использовании карт Шлегеля и др. межзвездное поглощение для каждой новой принималось равным максимально возможному в данном направлении, расстояние вычислялось по формуле, связывающей рас стояние, поглощение, видимую и абсолютную звездные величины. Рас стояния, полученные таким образом, могут быть занижены. Это будет особенно заметно для объектов с малой галактической широтой.

При использовании карт Шарова (1963) для каждой новой графиче ски решалась система двух уравнений с двумя неизвестными: расстояние и величина межзвездного поглощения света. Поскольку в работе Шаро ва поглощение света известно лишь до некоторого расстояния, то полу ченная этим методом оценка поглощения будет нижней, а расстояния – верхней, если звезда находится дальше этого расстояния.

Для 64 новых с помощью двух карт были определены расстояние и поглощение света. Выбор между двумя наборами значений расстояний и поглощения был основан на модели глобальной структуры поглощаю щей среды в Галактике, согласно которой бльшая часть поглощающего o вещества сосредоточена в достаточно тонком слое (полутолщиной около 100 пк), расположенном вдоль галактической плоскости. В направлении, перпендикулярном плоскости, плотность пыли быстро падает. Если звез да имеет z-координату меньше 100 пк, то поглощение набирается вдоль всего луча зрения, и, все равно, оно окажется меньше максимально воз можного для данного направления, приводимого в работе Шлегеля и др.

Для объектов с z-расстоянием менее 100 пк, было решено принять по глощение и расстояние, полученные с помощью карт Шарова. Если же высота звезды над плоскостью Галактики больше 100 пк, то все имеюще еся поглощение набирается внутри поглощающего слоя вблизи плоскости Галактики, а на остальном отрезке пути свет звезды практически не ис пытывает поглощения. Для таких объектов разумнее принять поглоще ние и расстояние, полученные по картам Шлегеля и др. В итоге, для новых было принято поглощение Шлегеля и др., а для 14 – поглощение Шарова.

Глава 3 посвящена пространственному распределению новых звезд.

Рассматривается гипотеза о существовании двух населений новых звезд, подчиняющихся разным распределениям в Галактике, обсуждаются ре зультаты исследований других авторов, поддерживающие данную гипо тезу и ставящие ее под сомнение. Далее для 64 исследуемых в настоящей работе новых были определены высоты над галактической плоскостью.

Для проверки гипотезы новые разделяются на две группы по скорости падения блеска после максимума: в группу быстрых вошло 17 объектов с t3, не превышающим 20 сут, остальные 47 составили группу медлен ных. Для новых из каждой выборки было построено распределение по z-координате. Полученное распределение сравнивается с аналогичным из работы Делла Валле и Ливио (1998).

Вид распределения не согласуется с концепцией о существовании двух населений новых. Быстрые новые не показывают сильной концентрации к плоскости Галактики: только 6 из 17 объектов располагаются в слое, с полутолщиной 200 пк, тогда как остальные быстрые новые распределены достаточно равномерно до z 4000 пк. Медленные новые представляют собой подсистему с бльшей концентрацией к Галактической плоскости о и не встречаются на высотах, превышающих 1700 пк.

Проводится анализ влияния выбора межзвездного поглощения света на вид распределения, делается вывод, что несмотря на существенные различия расстояний, определенных с помощью карт межзвездного по глощения света Шарова, и расстояний, полученных по картам Шлегеля и др., вид распределения быстрых новых по z-координате качественно не меняется при замене одних расстояний другими.

Анализируется влияние погрешностей фотометрических измерений на вид пространственного распределения. Рассматриваются некоторые следствия пропуска максимума блеска (переоценка видимого модуля рас стояний, переход быстрых новых в группу медленных). Автор приходит к выводу, что распределение медленных новых по z-координате менее подвержено влиянию погрешностей наблюдений, тогда как характер рас пределения быстрых новых существенно зависит от точности оценок фо тометрических параметров. Однако погрешности фотометрических из мерений не могут объяснить большое число быстрых новых на значи тельном удалении от галактической плоскости. Возможное объяснение заключается в следующем: большое число быстрых новых на малых га лактических широтах вообще не обнаруживается из-за того, что вблизи плоскости Галактики очень много звезд и высока плотность поглощаю щей среды. Другими словами, дело не в том, что в полученном распре делении оказалось много быстрых новых звезд на большом удалении от плоскости Галактики, а в том, что их оказалось очень мало вблизи нее.

А это, в свою очередь, объясняется сильнейшей наблюдательной селек цией.

Чтобы сделать окончательный вывод о согласии полученных резуль татов с гипотезой о двух типах населений был применен критерий Колмогорова-Смирнова (Холлендер, Вулф, 1983), который показал, что гипотеза верна с вероятностью 95.6%. Однако критерий указывает лишь на неидентичность двух совокупностей, и ничего не говорит о характере их распределений.

В Заключении приведены основные выводы работы.

В Приложении представлены результаты спектральных наблюде ний семи из исследованных в данной работе новых: V 475 Sct (2003), V 5114 Sgr (2004), V 5115 Sgr, V 1663 Aql и V 476 Sct (2005), V 2576 Oph и V 2362 Cyg (2006). Спектральные наблюдения проводились в 2003– 2006 годах на 125-см рефлекторе Крымской станции ГАИШ. Проведено отождествление спектральных линий, по некоторым линиям измерены скорости расширения оболочки, для некоторых новых прослежена эво люция спектра.

Список публикаций по теме диссертации 1. Архипова В.П., Бурлак М.А., Есипов В.Ф. "Изучение оболочки но вой V 705 Cas 2000, Письма в Астрономический журнал, 26, 437- 2. Бурлак М.А., Есипов В.Ф. "Спектральное исследование оболочки повторной новой CI Aql 2001, Письма в Астрономический журнал, 27, 674- 3. Архипова В.П., Бурлак М.А., Есипов В.Ф. "Спектральные исследо вания трех новых звезд 2002, Письма в Астрономический журнал, 28, 118- 4. Бурлак М.А., Хенден А.А. "Определение фотометрических пара метров галактических новых звезд по визуальным кривым блес ка 2008, Письма в Астрономический журнал, 34, 270- 5. Бурлак М.А. "Определение межзвездного поглощения света и рас стояния для галактических новых звезд 2008, Письма в Астрономи ческий журнал, 34, 278- 6. Бурлак М.А. "Распределение новых звезд по высоте над плоскостью Галактики 2008, Письма в Астрономический журнал, 34 (препринт arXiv:0712.2961) Личный вклад автора в совместные работы. В работах 1–3 авто ром была проведена обработка спектральных наблюдений, получены ре зультаты, автор внес основной вклад в интерпретацию результатов и на писание статей. В работах 2,3 автор также участвовал в спектральных наблюдениях. В статье 4 автором были выполнены все этапы работы, кроме фотометрических наблюдений и их первичной обработки.

Список литературы 1. Арену и др. (F. Arenou, M. Grenon, A. Gmez), Astron. Astrophys.

o 258, 104 (1992).

2. Делла Валле, Ливио (M. Della Valle, M. Livio), Astrophys. J. 506, (1998).

3. Дюрбек (H.W. Duerbeck), A Reference Catalogue and Atlas of Galactic Novae, Sp. Sc. Review 45, 1 (1987).

4. Дюрбек (H.W. Duerbeck), The Physics of Classical Novae, Eds. A.

Cassatella, R. Viotti (Springer-Verlag Berlin Heidelberg New York, 1990).

5. Коэн (J.G. Cohen), Astrophys. J. 292, 90 (1985).

6. Неккель, Кларе (T. Neckel, G. Klare), Astron. Astrophys. Suppl. Ser.

42, 251 (1980).

7. Фицджеральд (M.P. FitzGerald), Astron. J. 73, 983 (1968).

8. Холлендер М., Вулф Д., Непараметрические методы статистики, Москва (1983).

9. Шаров А.С., Астрон. ж. 5, 900 (1963).

10. Шлегель и др. (D.J. Schlegel, D.P. Finkbeiner, M. Davis), Astrophys.

J. 500, 525 (1998).