Azərbaycanca AzərbaycancaБеларускі БеларускіDansk DanskDeutsch DeutschEspañola EspañolaFrançais FrançaisIndonesia IndonesiaItaliana Italiana日本語 日本語Қазақ ҚазақLietuvos LietuvosNederlands NederlandsPortuguês PortuguêsРусский Русскийසිංහල සිංහලแบบไทย แบบไทยTürkçe TürkçeУкраїнська Українська中國人 中國人United State United StateAfrikaans Afrikaans
Підтримка
www.wikidata.uk-ua.nina.az

Сюди перенаправляється запит Зорі типу WZ Стріли На цю тему потрібна окрема стаття WZ Стріли WZ Sagittae WZ Sge катакліз

WZ Стріли

WZ Стріли
Сюди перенаправляється запит «Зорі типу WZ Стріли». На цю тему потрібна окрема стаття.

WZ Стріли (WZ Sagittae, WZ Sge) - катаклізмічна карликова нова зоря в сузір'ї Стріли. Система складається з білого карлика й супутника з дуже малою масою. Маса білого карлика становить близько 0,85 маси Сонця, а супутника — лише 0,08 сонячної маси. Вважають, що супутником є ​​коричневий карлик спектрального класу L2. Відстань до цієї системи визначено параллактичними вимірами за допомогою космічного телескопа Хаббл і вона становить 142 світлових роки (43,5 парсека) . Орбітальний період системи дуже короткий - 1,361 години . На підставі спостережень затемнень гарячої плями на білому карлику (тобто того місця, де випадає речовина з акреційного диска), нахил площини орбіти цієї системи до променя зору з Землі оцінено в 76° ± 6°.

WZ Стріли A/B
Дані спостереження
Епоха J2000.0
Сузір’я Стріла
Пряме піднесення 20г 07х 36.50с
Схилення +17° 42′ 14.8″
Видима зоряна величина (V) 15,20
7,0 - 15,5 B
Характеристики
Спектральний клас DApe D
Показник кольору (B−V) +1.49
Показник кольору (U−B) +1.45
Тип змінності Карликова нова
Астрометрія
Променева швидкість (Rv) -51 км/c
Власний рух (μ) Пр.сх.: мас/р
Схил.: мас/р
Паралакс (π) 22.97 ± 0.15 мас
Відстань 142 ± 0.9 св. р.
(43.5 ± 0.3 пк)
Абсолютна зоряна
величина (MV)
Фізичні характеристики
Маса 0.85 ± 0.04/0.08 M☉
Інші позначення
WZ Sge, Sge 1913, 2MASS J20073649+1742147, WD 2003+17.

Історія досліджень

В історії WZ Стріли до XXI століття було зареєстровано три спалахи: у 1913, 1946 і 1978 роках. Перший зареєстрований спалах виявив ​​Дж. Маккі (J.Mackie) під час дослідження фотоархіву Гарвардської обсерваторії: він стався 22 листопада 1913 року. Нова досягла максимуму 7m,0 фотографічної величини. Зорю назвали «Новою Стріли 1913», і вона не виявляла активності протягом наступних 33 років.
Вона знову спалахнула 1946 року. Цього разу її виявив ​​Курт Хімпель (Kurt Himpel) з Гейдельберзької обсерваторії в Німеччині в ніч з 28 на 29 червня. Під час цього спалаху яскравість WZ Sge за 4 години зросла з 12m до 10m величини, а 29 червня 1946 року вона досягла максимуму в 7m,2 фотографічної величини. Після спалаху 1946 року WZ Стріли вважали .
28 листопада 1978 року спостерігач AAVSO Дж.Бортль (J. Bortle) спостерігав зорю тьмянішою від 14m,5 величини. Через погану погоду він не міг відновити спостережень протягом трьох ночей. 1 грудня 1978 року, через 32 роки після другого спалаху, Дж. Т. Макгроу (JT McGraw) з Техаського університету виявив WZ Стріли у візуальному максимумі близько 8m,0 величини. Після цього почалися щоденні візуальні й фотометричні спостереження спалаху в усьому світі. Поведінка WZ Стріли загалом виявилась однаковою протягом трьох спалахів: їх основною особливістю було різке зменшення яскравості близько 30-го дня після максимуму. Одна з основних відмінностей між спалахами 1946 й 1978 років полягає в тому, що в першому випадку зоря плавно зменшувала світність після різкого падіння, а під час спалаху 1978 року вона зазнала невеликого відновлення яскравості протягом чотирьох днів і потім спостерігалися коливання блиску ще 32 дні до остаточного згасання. Ця різниця в поведінці може бути зумовлена відсутністю відповідних даних за 1946 рік, оскільки зменшення й відновлення яскравості відбувається дуже швидко, і якщо безперервні дані відсутні, то цю особливість легко пропустити.

Спалах 2001

23 липня 2001 року стався спалах, який спостерігали багато астрономів на Землі й численні супутники в космосі. Після досягнення максимальної видимої зоряної величини приблизно 8m,21 з 23 на 24 липня, WZ Стріли зменшила свою яскравість до величини 10 m,7 15 серпня. Потім, після деякої паузи, її крива блиску показала різкий провал на 2m величини з швидким відновленням 16-17 серпня. Потім зоря почала згасати, досягнувши 18-19 серпня величини 12m,9, а 21 серпня вона знову відновила свою візуальну величину близько 10m,7. Потім яскравість WZ Стріли протягом декількох місяців коливалася між величинами 10m,7 і 12m,7. Під час спалаху було зроблено більше 18 300 вимірювань, які подано на сайті AAVSO разом з інтегральною кривою блиску.

Особливості класифікації

Спочатку (1913 року) WZ Стріли була класифікована як нова зоря через велику амплітуду її спалаху. Потім, після повторення спалаху 1946 року з великою амплітудою (~8m), її перекласифікували як . Однак, фотометричні дослідження, проведені в спокійний період WZ Sge, показали, що період обертання зір у системі дуже короткий: 81 хвилина й 38 секунд, що зазвичай не характерно для повторних нових. Крім того, спектроскопічні спостереження, проведені під час спалаху 1978 року, показали, що спектральні характеристики зорі подібні до карликових нових: спектри були гладенькі й не містили широких смуг випромінювання й поглинання, які добре видно в спектрах повторних нових. Спостереження 1978 року виявили також фотометричні варіації яскравості кривої блиску WZ Стріли, що мають назву «надгорби» (superhumps). Ці надгорби є визначальними характеристиками карликових нових типу SU Великої Ведмедиці. Таким чином WZ Стріли вважають прототипом підкласу зір типу SU Великої Ведмедиці.

Особливості зір типу WZ Стріли

Період часу від одного надспалаху до наступного називається «суперциклом». Тривалість суперциклу для відомих зір типу SU Великої Ведмедиці коливається, переважно, близько декількох сотень днів, хоча деякі системи мають набагато меншу або набагато більшу тривалість суперциклу. Системи з короткими суперциклами відомі як (ER UMa), тоді як системи з довгими суперциклами мають назву зорі типу WZ Стріли. Зорі типу ER Великої Ведмедиці зазвичай перебувають у стадії надспалаху від третини до половини суперциклу, який триває лише 20-50 днів. Коли ж відсутні надспалахи, то ці зорі часто (приблизно раз на 4 дні) спалахують «нормально». На відміну від них, суперцикли зір типу WZ Стріли тривають порядку десятиліть, а «нормальні» спалахи відбуваються дуже рідко. Надспалахи WZ відбувались з інтервалами 33, 32 і 23 роки, тоді як «нормальні» спалахи взагалі не зареєстровано. Інші зорі типу WZ Стріли, до яких належать, наприклад, й , спалахують з інтервалом приблизно 20 років.

Крім 30-річного суперциклу WZ Стріли є найменш активною серед групи зір типу SU Великої Ведмедиці. Фактором, що визначає різні терміни суперциклу, як видається, є швидкість масопереносу під час акреції. Зорі типу WZ Стріли мають дуже низьку швидкість масопереносу, мабуть, лише 1012 кг/с. Враховуючи повільні темпи масообміну, потрібні десятиліття, щоб накопичити достатньо речовини для надспалаху. Загадка цих зір полягає в тому, що протягом цього інтервалу майже не буває нормальних спалахів. Навіть із низькою швидкістю масопереносу, речовина має накопичуватися, дрейфуючи у внутрішній диск, і викликати вибух . Одним із припущень, чому цього не відбувається, є те, що в'язкість в акреційному диску дуже низька: речовина залишається в зовнішньому диску, де набагато більша ймовірність бути збереженим до спалаху. Проблема з цією ідеєю, однак, полягає в тому, що важко пояснити вкрай низький рівень в'язкості. Інше можливе пояснення припускає вилучення речовини з внутрішнього диска без спалаху: це може статися через магнітне поле білого карлика.

Ще одна особливість тісних подвійних систем, якими є зорі типу WZ Стріли, полягає в тому, що вони стають джерелами гравітаційних хвиль. Випромінювання гравітаційних хвиль значно впливає на еволюцію системи з двох вироджених карликів з орбітальним періодом меншим ніж 10 год. Швидкість обміну речовиною між компонентами буде визначатися втратою моменту кількості руху (кутового моменту) внаслідок випромінювання гравітаційних хвиль. Порівняння теоретичних оцінок швидкостей обміну речовиною низки короткоперіодичних катаклізмічних змінних типу WZ Sge зі спостережуваними показало, що провідним еволюційним чинником цих тісних подвійних систем може бути випромінювання гравітаційних хвиль.

Надгорби на кривій блиску

image
Крива блиску карликової нової під час спалаху 4 листопада 2010 а: на верхньому графіку чітко видно «надгорби», характерні для всіх карликових нових.

2001 року під час надспалаху WZ Стріли зареєстровано велику кількість надгорбів, які є формою модуляції кривої блиску й з'являються, зокрема, й під час надспалаху. Період надгорбів на кілька відсотків більший, ніж орбітальний період. Вони виникають навіть тоді, коли зоря перебуває в стані спокою, хоча їх період зазвичай змінюється з плином часу.

Ніколас Фогт (Nicholas Vogt) був першим, хто запропонував гіпотезу, що надгорби утворюються через те, що під час надспалаху акреційний диск стає еліптичним. Він припустив, що такий диск буде прецесувати й це означає, що він поступово почне обертатися в напрямку, в якому був витягнутий, у масштабі часу набагато більшому, ніж час обертання по орбіті (так само прецесує вісь дзиґи, але повільнішими темпами). Тривалий період прецесії диска в поєднанні з орбітальним циклом призводять до того, що виникає нова періодичність - супергорб.

Протягом першого тижня останнього надспалаху WZ Стріли, Д. Стігс (D. Steeghs) і Т. Марш (T. Marsh) з університету Саутгемптона, Є. Кулкерс (Е. Kuulkers) з організації космічних досліджень Нідерландів і Утрехтського університету, і Б. Скідмор (В. Skidmore) з університету Сент-Ендрюса повідомили про виявлення спіральних хвиль, наявних в акреційному диску цієї системи. Спіральні рукави в системі WZ Стріли виявлено вперше й вони є причиною подальшого спектроскопічного дослідження еволюції подібних структур. Безпосередньо побачити акреційний диск у тісній подвійній системі, звісно ж, не можна: надто далекі від нас ці об'єкти. Однак, є методика, яка дозволяє побудувати карту диска - доплерівська томографія. Суть методу полягає в дослідженні профілів емісійних ліній залежно від орбітальної фази подвійної системи.

Особливості спостереження

image
Положення WZ Стріли на карті сузір'я
image

Спостерігачів, зокрема й астрономів-аматорів, закликають стежити за WZ Стріли постійно: і під час спокою зорі, і під час рідкісних надспалахів, і, особливо, під час повернення зорі до мінімуму (1978 року це тривало близько 3 місяців). Особливо потрібні спостереження з ПЗС-камерою, для контролю надгорбів шляхом спостережень кожні 3-5 хвилин протягом декількох годин. Час ПЗС-фотометрії має бути дуже коротким: менш ніж 1 хвилина експозиції, а краще — менше 30 секунд.

Примітки

  1. Cutri, R. M. та ін. (June 2003). 2MASS All Sky Catalog of point sources. NASA. Bibcode:2003tmc..book.....C.
  2. V* WZ Sge -- Dwarf Nova. SIMBAD. Centre de Données astronomiques de Strasbourg. Архів оригіналу за 30 червня 2015. Процитовано 3 вересня 2009.
  3. General Catalogue of Variable Stars. GCVS. Астрономічний інститут ім. Штернберга МДУ. Архів оригіналу за 30 червня 2015. Процитовано 1 грудня 2010.
  4. Krzeminski, W.; Kraft, Robert P (1964). Binary Stars among Cataclysmic Variables. V. Photoelectric and Spectroscopic Observations of the Ultra-Short Binary Nova WZ Sagittae. Astrophysical Journal. 140: 921−935. Bibcode:1964ApJ...140..921K. doi:10.1086/147995.
  5. Harrison, Thomas E.; Johnson, Joni J.; McArthur, B. E.; Benedict, G. F.; Szkody, Paula; Howell, Steve B.; Gelino, Dawn M. (2004). An Astrometric Calibration of the MV-Porb Relationship for Cataclysmic Variables based on Hubble Space Telescope Fine Guidance Sensor Parallaxes. The Astronomical Journal. 127: 460—468. Bibcode:2004AJ....127..460H. doi:10.1086/380228.
  6. Steeghs, Danny; Howell, Steve B.; Knigge, Christian; Gänsicke, Boris T.; Sion, Edward M.; Welsh, William F (September 2007). Dynamical Constraints on the Component Masses of the Cataclysmic Variable WZ Sagittae. The Astrophysical Journal. 667 (1): 442—447. arXiv:0706.0987. Bibcode:2007ApJ...667..442S. doi:10.1086/520702.
  7. Leavitt, H.S., Mackie, J.C., (1919). Harvard College Observatory Circular. 219. {{}}: Пропущений або порожній |title= ()(англ.)
  8. Patterson, J., McGraw, J. та ін. (15 сентябрь 1981). A Photometric Study of the Dwarf Nova WZ Sagittae in Outburst. The Astrophysical Journal. 248: 1067—1075. {{}}: Явне використання «та ін.» у: |author= ()(англ.)
  9. BSJ (19 июля 2010). WZ Sagittae (англ.). AAVSO. Архів оригіналу за 28 грудня 2012.
  10. Ortolani, S., Rafanelli, P. та ін. (1980). The Recent Outburst of the Dwarf Nova WZ Sagittae. Astronomy and Astrophysics. 87: 31—35. {{}}: Явне використання «та ін.» у: |author= ()(англ.)
  11. Matthews, O. M.; Speith, R.; Wynn, G. A.; West, R. G. (February 2007). Magnetically moderated outbursts of WZ Sagittae. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 375 (1): 105−114. arXiv:astro-ph/0611200. Bibcode:2007MNRAS.375..105M. doi:10.1111/j.1365-2966.2006.11252.x.
  12. Lasota, J.P. та ін. Dwarf novae at low mass transfer rates. Astronomy and Astrophysics. {{}}: Явне використання «та ін.» у: |author= ()(англ.)
  13. А.В. Тутуков. : Эволюция тесных двойных звезд. astronet.ru. Архів оригіналу за 28 грудня 2012. Процитовано 22 червня 2015.(рос.)
  14. Hellier, C. 6: Elliptical Discs and Superoutbursts // Cataclysmic Variable Stars: How and Why they var. — P. 75-95.(англ.)
  15. D. Steeghs. : Doppler tomography of accretion in binaries. arxiv.org.(англ.)

Вікіпедія, Українська, Україна, книга, книги, бібліотека, стаття, читати, завантажити, безкоштовно, безкоштовно завантажити, mp3, відео, mp4, 3gp, jpg, jpeg, gif, png, малюнок, музика, пісня, фільм, книга, гра, ігри, мобільний, телефон, android, ios, apple, мобільний телефон, samsung, iphone, xiomi, xiaomi, redmi, honor, oppo, nokia, sonya, mi, ПК, web, Інтернет

Syudi perenapravlyayetsya zapit Zori tipu WZ Strili Na cyu temu potribna okrema stattya WZ Strili WZ Sagittae WZ Sge kataklizmichna karlikova nova zorya v suzir yi Strili Sistema skladayetsya z bilogo karlika j suputnika z duzhe maloyu masoyu Masa bilogo karlika stanovit blizko 0 85 masi Soncya a suputnika lishe 0 08 sonyachnoyi masi Vvazhayut sho suputnikom ye korichnevij karlik spektralnogo klasu L2 Vidstan do ciyeyi sistemi viznacheno parallaktichnimi vimirami za dopomogoyu kosmichnogo teleskopa Habbl i vona stanovit 142 svitlovih roki 43 5 parseka Orbitalnij period sistemi duzhe korotkij 1 361 godini Na pidstavi sposterezhen zatemnen garyachoyi plyami na bilomu karliku tobto togo miscya de vipadaye rechovina z akrecijnogo diska nahil ploshini orbiti ciyeyi sistemi do promenya zoru z Zemli ocineno v 76 6 WZ Strili A B Dani sposterezhennya Epoha J2000 0 Suzir ya Strila Pryame pidnesennya 20g 07h 36 50s Shilennya 17 42 14 8 Vidima zoryana velichina V 15 20 7 0 15 5 B Harakteristiki Spektralnij klas DApe D Pokaznik koloru B V 1 49 Pokaznik koloru U B 1 45 Tip zminnosti Karlikova nova Astrometriya Promeneva shvidkist Rv 51 km c Vlasnij ruh m Pr sh mas r Shil mas r Paralaks p 22 97 0 15 mas Vidstan 142 0 9 sv r 43 5 0 3 pk Absolyutna zoryana velichina MV Fizichni harakteristiki Masa 0 85 0 04 0 08 M Inshi poznachennya WZ Sge Sge 1913 2MASS J20073649 1742147 WD 2003 17 Istoriya doslidzhenV istoriyi WZ Strili do XXI stolittya bulo zareyestrovano tri spalahi u 1913 1946 i 1978 rokah Pershij zareyestrovanij spalah viyaviv Dzh Makki J Mackie pid chas doslidzhennya fotoarhivu Garvardskoyi observatoriyi vin stavsya 22 listopada 1913 roku Nova dosyagla maksimumu 7m 0 fotografichnoyi velichini Zoryu nazvali Novoyu Strili 1913 i vona ne viyavlyala aktivnosti protyagom nastupnih 33 rokiv Vona znovu spalahnula 1946 roku Cogo razu yiyi viyaviv Kurt Himpel Kurt Himpel z Gejdelberzkoyi observatoriyi v Nimechchini v nich z 28 na 29 chervnya Pid chas cogo spalahu yaskravist WZ Sge za 4 godini zrosla z 12m do 10m velichini a 29 chervnya 1946 roku vona dosyagla maksimumu v 7m 2 fotografichnoyi velichini Pislya spalahu 1946 roku WZ Strili vvazhali 28 listopada 1978 roku sposterigach AAVSO Dzh Bortl J Bortle sposterigav zoryu tmyanishoyu vid 14m 5 velichini Cherez poganu pogodu vin ne mig vidnoviti sposterezhen protyagom troh nochej 1 grudnya 1978 roku cherez 32 roki pislya drugogo spalahu Dzh T Makgrou JT McGraw z Tehaskogo universitetu viyaviv WZ Strili u vizualnomu maksimumi blizko 8m 0 velichini Pislya cogo pochalisya shodenni vizualni j fotometrichni sposterezhennya spalahu v usomu sviti Povedinka WZ Strili zagalom viyavilas odnakovoyu protyagom troh spalahiv yih osnovnoyu osoblivistyu bulo rizke zmenshennya yaskravosti blizko 30 go dnya pislya maksimumu Odna z osnovnih vidminnostej mizh spalahami 1946 j 1978 rokiv polyagaye v tomu sho v pershomu vipadku zorya plavno zmenshuvala svitnist pislya rizkogo padinnya a pid chas spalahu 1978 roku vona zaznala nevelikogo vidnovlennya yaskravosti protyagom chotiroh dniv i potim sposterigalisya kolivannya blisku she 32 dni do ostatochnogo zgasannya Cya riznicya v povedinci mozhe buti zumovlena vidsutnistyu vidpovidnih danih za 1946 rik oskilki zmenshennya j vidnovlennya yaskravosti vidbuvayetsya duzhe shvidko i yaksho bezperervni dani vidsutni to cyu osoblivist legko propustiti Spalah 200123 lipnya 2001 roku stavsya spalah yakij sposterigali bagato astronomiv na Zemli j chislenni suputniki v kosmosi Pislya dosyagnennya maksimalnoyi vidimoyi zoryanoyi velichini priblizno 8m 21 z 23 na 24 lipnya WZ Strili zmenshila svoyu yaskravist do velichini 10 m 7 15 serpnya Potim pislya deyakoyi pauzi yiyi kriva blisku pokazala rizkij proval na 2m velichini z shvidkim vidnovlennyam 16 17 serpnya Potim zorya pochala zgasati dosyagnuvshi 18 19 serpnya velichini 12m 9 a 21 serpnya vona znovu vidnovila svoyu vizualnu velichinu blizko 10m 7 Potim yaskravist WZ Strili protyagom dekilkoh misyaciv kolivalasya mizh velichinami 10m 7 i 12m 7 Pid chas spalahu bulo zrobleno bilshe 18 300 vimiryuvan yaki podano na sajti AAVSO razom z integralnoyu krivoyu blisku Osoblivosti klasifikaciyiSpochatku 1913 roku WZ Strili bula klasifikovana yak nova zorya cherez veliku amplitudu yiyi spalahu Potim pislya povtorennya spalahu 1946 roku z velikoyu amplitudoyu 8m yiyi pereklasifikuvali yak Odnak fotometrichni doslidzhennya provedeni v spokijnij period WZ Sge pokazali sho period obertannya zir u sistemi duzhe korotkij 81 hvilina j 38 sekund sho zazvichaj ne harakterno dlya povtornih novih Krim togo spektroskopichni sposterezhennya provedeni pid chas spalahu 1978 roku pokazali sho spektralni harakteristiki zori podibni do karlikovih novih spektri buli gladenki j ne mistili shirokih smug viprominyuvannya j poglinannya yaki dobre vidno v spektrah povtornih novih Sposterezhennya 1978 roku viyavili takozh fotometrichni variaciyi yaskravosti krivoyi blisku WZ Strili sho mayut nazvu nadgorbi superhumps Ci nadgorbi ye viznachalnimi harakteristikami karlikovih novih tipu SU Velikoyi Vedmedici Takim chinom WZ Strili vvazhayut prototipom pidklasu zir tipu SU Velikoyi Vedmedici Osoblivosti zir tipu WZ StriliPeriod chasu vid odnogo nadspalahu do nastupnogo nazivayetsya superciklom Trivalist superciklu dlya vidomih zir tipu SU Velikoyi Vedmedici kolivayetsya perevazhno blizko dekilkoh soten dniv hocha deyaki sistemi mayut nabagato menshu abo nabagato bilshu trivalist superciklu Sistemi z korotkimi superciklami vidomi yak ER UMa todi yak sistemi z dovgimi superciklami mayut nazvu zori tipu WZ Strili Zori tipu ER Velikoyi Vedmedici zazvichaj perebuvayut u stadiyi nadspalahu vid tretini do polovini superciklu yakij trivaye lishe 20 50 dniv Koli zh vidsutni nadspalahi to ci zori chasto priblizno raz na 4 dni spalahuyut normalno Na vidminu vid nih supercikli zir tipu WZ Strili trivayut poryadku desyatilit a normalni spalahi vidbuvayutsya duzhe ridko Nadspalahi WZ vidbuvalis z intervalami 33 32 i 23 roki todi yak normalni spalahi vzagali ne zareyestrovano Inshi zori tipu WZ Strili do yakih nalezhat napriklad j spalahuyut z intervalom priblizno 20 rokiv Krim 30 richnogo superciklu WZ Strili ye najmensh aktivnoyu sered grupi zir tipu SU Velikoyi Vedmedici Faktorom sho viznachaye rizni termini superciklu yak vidayetsya ye shvidkist masoperenosu pid chas akreciyi Zori tipu WZ Strili mayut duzhe nizku shvidkist masoperenosu mabut lishe 1012 kg s Vrahovuyuchi povilni tempi masoobminu potribni desyatilittya shob nakopichiti dostatno rechovini dlya nadspalahu Zagadka cih zir polyagaye v tomu sho protyagom cogo intervalu majzhe ne buvaye normalnih spalahiv Navit iz nizkoyu shvidkistyu masoperenosu rechovina maye nakopichuvatisya drejfuyuchi u vnutrishnij disk i viklikati vibuh Odnim iz pripushen chomu cogo ne vidbuvayetsya ye te sho v yazkist v akrecijnomu disku duzhe nizka rechovina zalishayetsya v zovnishnomu disku de nabagato bilsha jmovirnist buti zberezhenim do spalahu Problema z ciyeyu ideyeyu odnak polyagaye v tomu sho vazhko poyasniti vkraj nizkij riven v yazkosti Inshe mozhlive poyasnennya pripuskaye viluchennya rechovini z vnutrishnogo diska bez spalahu ce mozhe statisya cherez magnitne pole bilogo karlika She odna osoblivist tisnih podvijnih sistem yakimi ye zori tipu WZ Strili polyagaye v tomu sho voni stayut dzherelami gravitacijnih hvil Viprominyuvannya gravitacijnih hvil znachno vplivaye na evolyuciyu sistemi z dvoh virodzhenih karlikiv z orbitalnim periodom menshim nizh 10 god Shvidkist obminu rechovinoyu mizh komponentami bude viznachatisya vtratoyu momentu kilkosti ruhu kutovogo momentu vnaslidok viprominyuvannya gravitacijnih hvil Porivnyannya teoretichnih ocinok shvidkostej obminu rechovinoyu nizki korotkoperiodichnih kataklizmichnih zminnih tipu WZ Sge zi sposterezhuvanimi pokazalo sho providnim evolyucijnim chinnikom cih tisnih podvijnih sistem mozhe buti viprominyuvannya gravitacijnih hvil Nadgorbi na krivij bliskuKriva blisku karlikovoyi novoyi pid chas spalahu 4 listopada 2010 a na verhnomu grafiku chitko vidno nadgorbi harakterni dlya vsih karlikovih novih 2001 roku pid chas nadspalahu WZ Strili zareyestrovano veliku kilkist nadgorbiv yaki ye formoyu modulyaciyi krivoyi blisku j z yavlyayutsya zokrema j pid chas nadspalahu Period nadgorbiv na kilka vidsotkiv bilshij nizh orbitalnij period Voni vinikayut navit todi koli zorya perebuvaye v stani spokoyu hocha yih period zazvichaj zminyuyetsya z plinom chasu Nikolas Fogt Nicholas Vogt buv pershim hto zaproponuvav gipotezu sho nadgorbi utvoryuyutsya cherez te sho pid chas nadspalahu akrecijnij disk staye eliptichnim Vin pripustiv sho takij disk bude precesuvati j ce oznachaye sho vin postupovo pochne obertatisya v napryamku v yakomu buv vityagnutij u masshtabi chasu nabagato bilshomu nizh chas obertannya po orbiti tak samo precesuye vis dzigi ale povilnishimi tempami Trivalij period precesiyi diska v poyednanni z orbitalnim ciklom prizvodyat do togo sho vinikaye nova periodichnist supergorb Protyagom pershogo tizhnya ostannogo nadspalahu WZ Strili D Stigs D Steeghs i T Marsh T Marsh z universitetu Sautgemptona Ye Kulkers E Kuulkers z organizaciyi kosmichnih doslidzhen Niderlandiv i Utrehtskogo universitetu i B Skidmor V Skidmore z universitetu Sent Endryusa povidomili pro viyavlennya spiralnih hvil nayavnih v akrecijnomu disku ciyeyi sistemi Spiralni rukavi v sistemi WZ Strili viyavleno vpershe j voni ye prichinoyu podalshogo spektroskopichnogo doslidzhennya evolyuciyi podibnih struktur Bezposeredno pobachiti akrecijnij disk u tisnij podvijnij sistemi zvisno zh ne mozhna nadto daleki vid nas ci ob yekti Odnak ye metodika yaka dozvolyaye pobuduvati kartu diska doplerivska tomografiya Sut metodu polyagaye v doslidzhenni profiliv emisijnih linij zalezhno vid orbitalnoyi fazi podvijnoyi sistemi Osoblivosti sposterezhennyaPolozhennya WZ Strili na karti suzir ya Sposterigachiv zokrema j astronomiv amatoriv zaklikayut stezhiti za WZ Strili postijno i pid chas spokoyu zori i pid chas ridkisnih nadspalahiv i osoblivo pid chas povernennya zori do minimumu 1978 roku ce trivalo blizko 3 misyaciv Osoblivo potribni sposterezhennya z PZS kameroyu dlya kontrolyu nadgorbiv shlyahom sposterezhen kozhni 3 5 hvilin protyagom dekilkoh godin Chas PZS fotometriyi maye buti duzhe korotkim mensh nizh 1 hvilina ekspoziciyi a krashe menshe 30 sekund Primitki Cutri R M ta in June 2003 2MASS All Sky Catalog of point sources NASA Bibcode 2003tmc book C V WZ Sge Dwarf Nova SIMBAD Centre de Donnees astronomiques de Strasbourg Arhiv originalu za 30 chervnya 2015 Procitovano 3 veresnya 2009 General Catalogue of Variable Stars GCVS Astronomichnij institut im Shternberga MDU Arhiv originalu za 30 chervnya 2015 Procitovano 1 grudnya 2010 Krzeminski W Kraft Robert P 1964 Binary Stars among Cataclysmic Variables V Photoelectric and Spectroscopic Observations of the Ultra Short Binary Nova WZ Sagittae Astrophysical Journal 140 921 935 Bibcode 1964ApJ 140 921K doi 10 1086 147995 Harrison Thomas E Johnson Joni J McArthur B E Benedict G F Szkody Paula Howell Steve B Gelino Dawn M 2004 An Astrometric Calibration of the MV Porb Relationship for Cataclysmic Variables based on Hubble Space Telescope Fine Guidance Sensor Parallaxes The Astronomical Journal 127 460 468 Bibcode 2004AJ 127 460H doi 10 1086 380228 Steeghs Danny Howell Steve B Knigge Christian Gansicke Boris T Sion Edward M Welsh William F September 2007 Dynamical Constraints on the Component Masses of the Cataclysmic Variable WZ Sagittae The Astrophysical Journal 667 1 442 447 arXiv 0706 0987 Bibcode 2007ApJ 667 442S doi 10 1086 520702 Leavitt H S Mackie J C 1919 Harvard College Observatory Circular 219 a href wiki D0 A8 D0 B0 D0 B1 D0 BB D0 BE D0 BD Cite journal title Shablon Cite journal cite journal a Propushenij abo porozhnij title dovidka angl Patterson J McGraw J ta in 15 sentyabr 1981 A Photometric Study of the Dwarf Nova WZ Sagittae in Outburst The Astrophysical Journal 248 1067 1075 a href wiki D0 A8 D0 B0 D0 B1 D0 BB D0 BE D0 BD Cite journal title Shablon Cite journal cite journal a Yavne vikoristannya ta in u author dovidka angl BSJ 19 iyulya 2010 WZ Sagittae angl AAVSO Arhiv originalu za 28 grudnya 2012 Ortolani S Rafanelli P ta in 1980 The Recent Outburst of the Dwarf Nova WZ Sagittae Astronomy and Astrophysics 87 31 35 a href wiki D0 A8 D0 B0 D0 B1 D0 BB D0 BE D0 BD Cite journal title Shablon Cite journal cite journal a Yavne vikoristannya ta in u author dovidka angl Matthews O M Speith R Wynn G A West R G February 2007 Magnetically moderated outbursts of WZ Sagittae Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 375 1 105 114 arXiv astro ph 0611200 Bibcode 2007MNRAS 375 105M doi 10 1111 j 1365 2966 2006 11252 x Lasota J P ta in Dwarf novae at low mass transfer rates Astronomy and Astrophysics a href wiki D0 A8 D0 B0 D0 B1 D0 BB D0 BE D0 BD Cite web title Shablon Cite web cite web a Yavne vikoristannya ta in u author dovidka angl A V Tutukov Evolyuciya tesnyh dvojnyh zvezd astronet ru Arhiv originalu za 28 grudnya 2012 Procitovano 22 chervnya 2015 ros Hellier C 6 Elliptical Discs and Superoutbursts Cataclysmic Variable Stars How and Why they var P 75 95 angl D Steeghs Doppler tomography of accretion in binaries arxiv org angl

Дата публікації:
Топ