Исследование тесных двойных систем: определение фундаментальных параметров звезд, экзопланет и релятивистских объектовНИР

Close binary stars

Источник финансирования НИР

грант Президента РФ

Этапы НИР

# Сроки Название
1 1 января 2016 г.-31 декабря 2016 г. Грант Президента РФ для государственной поддержки Ведущих научных школ "Исследование тесных двойных систем: определение фундаментальных парам етров звезд, экзопланет и релятивистских объектов"
Результаты этапа: Результаты выполнения этапа: Число статей, подготовленных в 2016 году-29, Scopus-12, Web-of-science-13, защищена 1 кандидатская диссертация, члены гранта принимали участие в 10 российских и международных конференциях. Выполнен учет эффектов взаимной близости при определении масс компонент рентгеновских ТДС с черными дырами. Завершена работа по разработке метода решения интегрального уравнения Абеля первого рода на классе компактных функций и/или с использованием регуляризации Тихонова. Совместно с разработанным ранее методом решения интегрального уравнения Фредгольма он будет применен для анализа кривых блеска затменных двойных систем WR+O. Разработан алгоритм и написана компьютерная программа восстановления поля скоростей в ветре звезды WR из кривых блеска затменных двойных систем типа WR+O методом Монте-Карло. На 2.5 м телескопе ГАИШ получены фотометрические ИК наблюдения рентгеновской двойной системы с компонентой WR и релятивистским объектом Cyg X-3. Проводится анализ этих наблюдений. Выполнен анализ фотометрических UBV-кривых блеска массивной затменно-двойной системы V729 Cyg, расположенной в звездной ассоциации Cyg OB2. Анализ кривых блеска был выполнен методом синтеза в рамках модели Роша с использованием собственного компьютерного кода, аналогичного известному коду Вилсона-Девиннея. Проведено исследование кривой лучевых рентгеновской двойной системы LMC X-1 с целью оценки массы черной дыры с учетом эффектов близости компонентов. На основе синтеза профилей абсорбционных линий оптической звезды в модели Роша построены теоретические кривые лучевых скоростей для различных параметров двойной системы. При моделировании прогрева атмосферы оптической звезды излучением компактного объекта использовалась информация о рентгеновском спектре LMC X-1. Выполнено иссследование влияния учета эффектов близости компонентов маломассивных рентгеновских двойных систем при определении масс черных дыр и оптических звезд. Для оценки влияния систематических погрешностей при определении масс компонентов были рассмотрены два приближения для замены приливно-деформированной звезды в модели Роша. Рассчитаны состояния ионизации и возбуждения путём решения уравнений стационарности с учётом континуума и всех дискретных состояний, реализуемых в слое в применении к условиям во время вспышки красных карликовых звезд. Получены асимптотические формулы для вероятности выхода кванта в случае симметричного контура, учитывающего эффекты Штарка и Доплера. Проведен анализ кривых блеска, полученных по фотометрическим наблюдениям взрывной переменной AW Sge, принадлежащей к подклассу SU UMa. Прослежена эволюция сверхгорбов со временем. Проведены трехмерные гидродинамические расчеты для отношение масс q=M2/M1 =0.22. Проведены наблюдения и анализ нескольких карликовых новых как во вспышке, так и в спокойном состоянии блеска. Проанализированы данные фотометрических наблюдений с 2003 по 2016 гг. рентгеновской новой V616 Mon. Исследована взаимосвязь между индексом корональной активности поздних звёзд и периодом их осевого вращения. Обработаны данные о рентгеновских наблюдениях солнечных вспышек прибором HEND на космическом аппарате Mars Odyssey с 2001 по 2014 год, а именно построены спектры излучения этих вспышек, найдены их длительности, полные потоки, ряд других характеристик.
2 1 января 2017 г.-31 декабря 2017 г. Грант Президента РФ для государственной поддержки Ведущих научных школ "Исследование тесных двойных систем: определение фундаментальных парам етров звезд, экзопланет и релятивистских объектов"
Результаты этапа: Результаты выполнения этапа: Число статей, подготовленных в 2017 году-65, Scopus-27, Web-of-science-38, защищена 2 кандидатских диссертации, члены гранта принимали участие в 10 российских и международных конференциях. Читались лекции и проводились семинарские занятия (3 человека). Важнейшие результаты этапа: Выполнен учет эффектов взаимной близости при определении масс компонент рентгеновских двойных системс черными дырами по профилям линий поглощения в спектрах оптических звезд. Показано, что учет эффектов близости приводит к уменьшению масс оптических звезд в маломассивных рентгеновских двойных системах в 1.5 раза, что важно для понимания происхождения и эволюции рентгеновских двойных систем. Указано на возможность доказательства существования горизонта событий у черных дыр путем наблюдений гравитационно-волновых сигналов от квазинормальных мод колебаний пространства-времени черной дыры, образовавшейся в результате слияния черных дыр меньших масс в двойной системе. Рассмотрен различные механизмы образования двойных черных дыр, сливающихся за счет излучения гравитационных волн. Предложен новый механизм массивной тесной двойной системы в плотном молекулярном облаке, где из-за динамического трения компоненты системы сближаются за время меньшее возраста Вселенной. Это приводит в слиянию черных дыр и формированию гравитационного всплеска. Также были получены следующие результаты: Создан алгоритм для высокоточного вычисления кривой блеска двойной системы с экзопланетой на эллиптических орбитах, а также ее производных. Проведена интерпретация кривых блеска систем с экзопланетами Kepler-6b, Kepler-12b, Kepler-77b, Kepler-71b, Kepler-45b, Kepler-5b, Kepler-15b, HD 209458 с нахождением эксцентриситета и долготы периастра. Интерпретация проведена в различных законах потемнения к краю. Проведена проверка адекватности модели наблюдательным данным с использованием статистического критерия хи-квадрат. На основании этого сделаны выводы о соответствии законов потемнения к краю для звезд исследуемых систем. Показано, что использование того или иного закона потемнения к краю значимо меняет невязку между наблюдаемой и теоретической кривой блеска. Продемонстрировано, что при интерпретации транзитной кривой блеска следует внимательно отнестись к выбору закона падения блеска звезды от центра к краю. Также показано насколько значимым может быть учет эллиптичности орбиты. Разработанный алгоритм опирается на возможности современных вычислительных средств, что принципиально и выгодно отличает его от алгоритмов начала 80-х годов и алгоритмов, созданных на его основе. Выполнено исследование учета эффектов взаимной близости при определении масс компонентов рентгеновских двойных систем с черными дырами по профилям линий поглощения в спектрах оптических звезд. Показано, что учет эффектов близости приводит к уменьшению масс оптических звезд в маломассивных рентгеновских двойных системах в 1.5 раза, что важно для понимания происхождения и эволюции рентгеновских двойных систем. Поскольку большинство оценок отношения масс компонентов в рентгеновских двойных системах выполнено в модели классического вращательного уширения линий, наш вывод приводит к необходимости существенной коррекции опубликованных значений масс оптических звезд в сторону их уменьшения, что усиливает противоречие со стандартным эволюционным сценарием для маломассивных рентгеновских двойных систем с черными дырами. Методом синтеза выполнен анализ фотометрических UBV-кривых блеска малоизученной затменно-двойной системы раннего типа W Sct. Предполагается, что W Sct является членом OB-ассоциации Ser OB1, как и известная пекулярная система RY Sct. Определение параметров компонентов массивных двойных систем до первичного обмена масс представляет большой интерес для изучения эволюции ТДС. Для системы W Sct неизвестно отношение масс q. На основе спектроскопических наблюдений Струве (1946) указал, что в спектре отчетливо видны линии только главного компонента - звезды B3, и по ее кривой лучевых скоростей определил функцию масс f(M) =0.468 Msun. Мы провели поиск решения фотометрических кривых блеска независимо для ряда значений q, а затем оценили абсолютные параметры, используя информацию о значении функции масс. Полученные решения кривых блеска для различных q позволили сделать следующие основные заключения: 1) система W Sct имеет разделенную конфигурацию, компоненты находятся в глубине своих полостей Роша; 2) независимо от принятого значения q модельное решение соответствует следующим параметрам: наклонение орбиты 81 град., температура вторичного компонента T2=32000-33000 K при заданной температуре главного компонента T1=17000 К (звезда B3). 3) только по решению кривых блеска при различных значениях отношения масс q невозможно сделать вывод о наилучшем q. На основе полученных результатов решения кривых блеска и с привлечением информации о функции масс главного компонента мы сделали заключение, что вторичным компонентом является более горячая звезда B0 и дали ограничения на отношение масс компонентов q=M2/M1=0.3-0.4. Также были получены оценки абсолютных параметров компонентов системы W Sct масс, радиусов, светимостей. Был изучен вклад различных процессов в заселение уровней при нестационарном охлаждении газа за фронтом ударной волны. Выяснено, что в скорость рекомбинации водорода основной вклад даёт тройная рекомбинация на высокие уровни при электронной плотности выше 10^8 см^(-3). Показано, что причиной нестационарного заселения уровней атома водорода является ударная ионизация из состояний с низким возбуждением. Исследовано отклонение нестационарных населенностей уровней от их квазиравновесных значений при текущих значениях температуры и плотности. Показано, что отклонение уменьшается с ростом главного квантового числа. Термализация уровней начинается на фазе после максимума электронной температуры, начиная с верхних состояний. Исследовано влияние числа учитываемых уровней атома водорода на охлаждение газа позади фронта ударной волны. Получено, что при практических расчетах можно ограничиться меньшим числом уровней, чем допустимо по критерию Инглиса-Теллера. Короткопериодическая затменная двойная звезда CV Boo протестирована на предмет наличия дополнительных тел в системе при помощи метода светового уравнения. Обнаружены периодические вариации орбитального периода центральной двойной с периодом около 75 дней, что объясняется гравитационным воздействием третьего тела с массой 40% массы Солнца, находящегося на орбите с высоким эксцентриситетом. Также показано, что в системе есть вековое изменение орбитального периода. В работе были использованы как собственные наблюдения (14 моментов минимумов, полученных в мае-июле 2014 года на Майданакской обсерватории), так и данные из литературы. Построены эволюционные треки первого открытого гравитационно-волнового всплеска GW150914, показано соответствие современного эволюционного сценария тесных двойных звезд этому событию. Найдено, что начальные массы компонент должны быть в диапазоне 100-140 масс Солнца, начальная большая полуось 50-350 радиусов Солнца. В зависимости от наличия или отсутствия стадии с общей оболочкой перед первым и вторым взрывом сверхновой в системе спин образующихся черных дыр может находиться в широких пределах. Проведен анализ индексов солнечной активности в текущем 24 цикле. Для основных глобальных солнечных индексов проведен учет влияния эффекта гистерезиса между индексами активности и потоком радиоизлучения на волне 10.7 см. Вычислены коэффициенты квадратичной регрессии взаимосвязи индексов активности с потоком F(10.7). Анализируются вспышечная активность Солнца и потоки в ультрафиолетовом диапазоне в 24 цикле. В отличие от 21-23 циклов, где самые мощные вспышки наблюдались на ветви спада, наибольшее количество крупных вспышек (>X2.7) в 24 цикле произошли на ветви роста и в максимуме за исключением самых мощных вспышек цикла 06.09.17 и 10.09.17, произошедших в минимуме между 24 и 25 циклом. Регрессионные зависимости УФ-индексов от общего уровня излучения Солнца значительно различаются для 24 цикла в сравнении с 21-23 циклами. Обнаружено, что для вспышки 09.08.2011 (по наблюдениям SDO и GOES-15) распространение вспышки происходит по направлению от верхней короны к переходной области и хромосфере. Исследование N–S асимметрии в распределении вспышек в 24 цикле показало, что наблюдается сильное преобладание вспышек в N-полушарии в 2011 г. и в S-полушарии в 2014 г. Найдено, что в 23 и 24 циклах задержки начала протонных событий от начала вспышки, вызывающей это событие, характеризутся распределением с ярко выраженным максимумом, который соответствует задержке в 2 часа, как для протонов с энергиями > 10 МэВ, так и с энергиями > 100 МэВ. В 2017 году проводились исследования катаклизмических двойных систем разных типов и рентгеновских двойных систем. В рамках продолжающегося широкого международного проекта «Служба изменения периодов сверхгорбов звезд типа SU UMa» проводились высокоточные фотометрические наблюдения новых катаклизмических переменных во время вспышек. Исслудоваласб эволюция сверхгорбов, изменение их периодов. Были собраны данные о моментах максимумов супергорбов для 127 объекта по наблюдениям, выполненными в 2016-2017 гг. Обновлены данные статистических соотношений между орбитальным периодом и изменениями сверхгобов, а также эффект ребрайтенинга у звезд типа WZ Sge. Получен фотометрический ряд наблюдений звезды типа WZ Sge OV Boo во время супервспышки в марте 2017 г., что позволило уверенно классифицировать объект как карликовую новую типа WZ Sge, а также не только определить параметры системы, но и проследить динамику их изменений в течение различных фаз после супервспышки. Получены ряды многоцветных наблюдений во время вспышки, падения блеска и в спокойном состоянии, определен орбитальный период 0.04625 суток, анализировано поведение звезды на двуцветной диаграмме и определена цветовая температура 13000 К в спокойном состоянии, анализированы профили затмений на фазовых кривых блеска в различных стадиях. Отсутствие четких затмений на фазовых кривых блеска во время спада блеска после вспышки объясняется значительным вкладом аккреционного диска в общую светимость системы, в спокойном состоянии глубина затмений возрастает, так как диск сжимается, и происходит затмение диска красным карликом. Звезда имеет экстремально низкий орбитальный период, 66.6 минут, что значительно ниже так называемого минимума периодов 77 минут, что еще требует дальнейшего объяснения. Проведены фотометрические и спектральные наблюдения поляра CSS130604 J 215427+155714. Уточнен орбитальный период Porb = 0.0672879 дня, даны оценки масс компонент, наклонения орбиты. Рассмотрена возможная геометрическая модель системы. Исследовалось поведение термодинамических характеристик водородного газа при переходе от оптически тонкого в частотах линий состояния к состоянию термализации при отсутствии внешних источников излучения. Радиационные члены в уравнениях стационарности, описывающие дискретные переходы между атомными уровнями, учтены в приближении Соболева. Были проведены расчеты для нескольких значений электронной температуры в зависимости от толщины слоя и концентрации атомов водорода. Показано, что переход к состоянию термализации, происходящий при увеличении оптической толщины газа в частотах спектральных линий, может сопровождаться сильным (почти в сто раз) увеличением степени ионизации газа. Основную роль в этом процессе играют ионизации с возбужденных уровней под действием электронных ударов. Подобные расчеты были сделаны впервые. В 2016 году были проведены наблюдения вспышки необычной двойной системы CSS160603: 162117+441254. Данная звезда интересна тем, что ранее ее относили к классу контактных двойных систем W UMa. Однако, вспышка, которую она испытала, это вспышка карликовых новых. В статье проведено изучение возможных аналогов этой системы. Сделано предположение о возможности существования нового подкласса карликовых новых с редкими вспышками и сильным эффектом эллипсоидальности. Проведен анализ мягкого рентгеновского излучения 824 G, K и M звёзд отдельно для каждого спектрального класса. Показано, что изменение активности от режима насыщения к солнечному типу переход происходит при периодах вращения 1.1, 3.3 и 7.2 сут для звёзд спектральных типов G2, K4, М3 соответственно, может быть связано с их разной массой, а следовательно, с внутренним строением этих звезд, в частности, с различной толщиной конвективной зоны. Обнаруженная зависимость изменения режима активности от спектрального типа может быть связана с постепенным изменением роли крупномасштабных и мелкомасштабных магнитных полей в формировании активности. Обсуждаются свойства активности «самого раннего Солнца» (Baby Sun) (только пришедшего на главную последовательность) в режиме насыщения. Показано, что гигантские вспышки с полной энергией 10^35 эрг могут происходить на Baby Sun примерно один раз в год. Последующая эволюция активности приводит к установлению активности солнечного типа у «молодого Солнца» с формированием регулярного цикла. От режима насыщенной активности до установления активности солнечного типа проходит порядка 500 млн лет. Именно на таких молодых звездах с периодами вращения от 1 до 10 дней могут происходить супервспышки, т.е. нестационарные процессы, энергию и характер которых невозможно представить на современном Солнце Такие экстремальные события с эффективным ускорением частиц до энергий в несколько ГэВ существенно влияли на радиационную обстановку в Солнечной системе в ту раннюю эпоху. Проведен анализ фундаментальных параметров звёзд, у которых по результатам наблюдений миссии “Kepler” зарегистрированы самые мощные супервспышки с энергиями >10^35 эрг. Оказалось, что в эту группу, во-первых, входят одиночные звёзды, оптическая переменность которых обусловлена вращательной модуляцией, связанной с пятнами. Их радиусы, как правило, больше теоретических значений, которые должны быть, если бы они находились на главной последовательности. Это - не только одиночные звёзды, оптическая переменность которых обусловлена вращательной модуляцией, связанной с пятнами, но это и F и G субгиганты (в их числе пульсирующие звёзды), и компоненты затменных разделённых и полуразделённых двойных систем, систем типа Алголя и др. Показано, что вспышки с энергией 10^35 эрг и выше не зарегистрированы на обычных поздних карликах типа Солнца. Это означает, что магнитные поля, наблюдаемые даже на быстро вращающихся звёздах «солнечного типа», могут обеспечить мощные вспышки только с полной энергией не выше 10^34 эрг. Для объяснения более мощных явлений необходимо привлекать другой режим теории динамо. Изучена частота появления и максимальная энергия супервспышек, зарегистрированных миссией “Kepler”, с целью определения индикаторов аномальной магнитной активности. Установлен факт того, что наиболее мощные супервспышки происходят либо на одиночных поздних субгигантах и гигантах, либо на компонентах затменных двойных систем, что указывает на необходимость поиска нового режима динамо, который был бы максимально близок к обычному солнечному (звездному) динамо, но способен создать существенно больший запас магнитной энергии. Представлены численные модели звёздного динамо с параметрами, при которых магнитное поле сначала растет, достигая необходимых величин, а затем стабилизируется. По многолетним наблюдениям кандидата в черные дыры системы A0620-00 (V616 Mon) определены параметры системы и исследована ее флуктуационная переменность в разных стадиях активности системы. Проанализированы фотометрические наблюдения переменной ASASSN-13сх, полученные в рамках наблюдательной программы по исследованию катаклизмических переменных и определению их параметров, осуществляемой в последние годы в Государственном астрономическом институте им. Штернберга (ГАИШ МГУ). Наблюдения объекта проведены на 50- и 60-см телескопах Крымской Астрономической станции МГУ при помощи ПЗС фотометра (1800 изображений в фильтрах V и Rc) во время вспышки переменной в августе-сентябре 2014 г. и в неактивном состоянии в октябре-ноябре 2016 г. Подтверждена принадлежность системы ASASSN-13сх к переменным типа SU UMa. Решены обратные задачи определения параметров системы по 8 кривым блеска в рамках "комплексной" модели, учитывающей присутствие горячего пятна на боковой поверхности геометрически толстого края диска и области повышенного энерговыделения вблизи его края в основании газового потока (т.н. "горячей линии"), и по 3-м кривым блеска во время вспышки в рамках "спиральной" модели, в которой добавлен учет присутствия геометрических возмущений на поверхности аккреционного диска. В рамках используемых моделей определены параметры ASASSN-13сх, при которых с хорошей точностью воспроизводятся наблюдаемые кривые блеска системы в обоих состояниях. Впервые определены базовые параметры системы - отношение масс ее компонентов q = M1/M2 = 7.0(2), наклонение орбиты i = 79.9-80.1 градусов, расстояние между центрами масс компонентов a0 = 0.821Rsun, а также размеры и температуры звезд: R1 = 0.0124*a0 = 0.0102Rsun, T1=12 500280 K, R2=0.236*a0 = 0.194Rsun, T2=2 550400 K, что соответствует спектральному классу вторичного компонента М4-9 V. Определены параметры аккреционного диска в обоих состояниях активности. В неактивном состоянии за время 400 орбитальных периодов происходит увеличение массы вещества аккреционного диска почти в два раза. Статья выходит в 1-м номере АЖ. Была изучена звезда типа SU UMa OT J002656.6+284933, имеющую наибольший период сверхгорбов – 0.13225 дня – для этих звезд. В 2016 году была проведена многодолготная кампания по наблюдению вспышки этой КП. Это одна из трех систем, орбитальный период которых выше так называемого «пробела периодов». Вспышка была необычна тем, что наблюдалось 2 ребрайтенинга. Найдено отношение масс звезд <0.15, было показано, что вторичная компонента имеет аномально большую массу. Была также изучена ASASSN-15po - звезда типа WZ Sge c серией ребрайтенингов (не менее 8) и коротким орбитальным периодом (0.051 сут. = 73 мин.). Вычислены основные физические характеристики. Всесторонне исследована симбиотическая звезда AG Peg, включая архивные наблюдения за 165 лет и современные спектральные и фотометрические данные, полученные совместно с астрономами Словацкой АН. Построена модель системы, подробно исследована произошедшая в 2016-17 гг. вспышка. Получены и проанализированы спектральные и фотометрические наблюдения классической Новой Щита 2017 = V612 Sct, найдены основные характеристики этой медленной Новой, показавшей серию ребрайтнингов после основной вспышки. Исследована карликовая новая «промежуточного» подкласса, между ER UMa и новоподобными звездами. Построены и интерпретированы многоцветные, а в первую очередь ультрафиолетовые фотометрические ряды, построены треки на двухцветных диаграммах.

Прикрепленные к НИР результаты

Для прикрепления результата сначала выберете тип результата (статьи, книги, ...). После чего введите несколько символов в поле поиска прикрепляемого результата, затем выберете один из предложенных и нажмите кнопку "Добавить".