АСТРОФИЗИЧЕСКИЙ БЮЛЛЕТЕНЬ, 2025, том 80, № 3, страницы 444–457
ОПТИЧЕСКИЕ И ФИЗИЧЕСКИЕ ХАРАКТЕРИСТИКИ КАРЛИКОВОЙ НОВОЙ FL Psc ДО И ПОСЛЕ СВЕРХВСПЫШКИ 2023 ГОДА
© 2025
В. В. Шиманский1*, Н. В. Борисов1, А. А. Дудник1,2, А. И. Колбин1, Е. Д. Моторина3, Н. Н. Шиманская3, А. С. Винокуров1
1Специальная астрофизическая обсерватория РАН, Нижний Архыз, 369167 Россия
2Казанский национальный исследовательский технический университет им. А. Н. Туполева, Казань, 420111 Россия
3Казанский (Приволжский) федеральный университет, Казань, 420008 Россия
*E-mail: otstoiy@yandex.ru
2Казанский национальный исследовательский технический университет им. А. Н. Туполева, Казань, 420111 Россия
3Казанский (Приволжский) федеральный университет, Казань, 420008 Россия
*E-mail: otstoiy@yandex.ru
УДК 524.337.7-17:520.84-14
Поступила в редакцию 31 марта 2025 года; после доработки 22 апреля 2025 года; принята к публикации 30 апреля 2025 года
В работе исследованы особенности формирования оптического излучения и определены фундаментальные параметры карликовой новой FL Psc на эпохи до и после ее сверхвспышки 2023 года. Наборы спектров умеренного разрешения получены в 2021, 2023 и 2024 годах на 6-м телескопе БТА САО РАН. В наблюдениях всех эпох доминирует непрерывный спектр белого карлика (БК) с эмиссиями H I, He I, He II, C II, Mg I, Ca I, Ca II, Fe I и Fe II, излучаемыми аккреционным диском и ярким пятном на его внешнем радиусе. Изменение интенсивностей эмиссий и их доплеровских полуширин показало, что при переходе от стадии релаксации к спокойному состоянию зона максимального излучения сместилась к периферии диска, а температура в ней понизилась до Te < 8000 K. Выполнен анализ наблюдаемых спектров для трех эпох с применением модельных потоковых (т. е. в единицах потока) и нормированных спектров БК и модифицированной методики определения параметров их атмосфер. В результате для единого значения силы тяжести на поверхности аккретора lg g = 8.26 ± 0.13 получены оценки его температуры: Teff = 17 700 ± 1400 K, 26 700 ± 1900 K и 19 600 ± 1300 K в 2021, 2023 и 2024 годах соответственно. Показано, что наблюдаемые систематические вариации блеска FL Psc после окончания вспышки корректно объясняются изменениями температуры БК с учетом дополнительного вклада эмиссионных линий. На основе найденных параметров атмосферы аккретора уточнен полный набор фундаментальных параметров системы. Ее доплеровская томография показала, что через 1.3 года после вспышки аккреционный диск оставался оптически толстым в линиях H I, но стал оптически тонким в линиях других элементов. Анализ карт FL Psc позволяет предположить, что эмиссии H I, He I и He II формируются преимущественно в условиях термализации, а эмиссии Ca II и Fe II — под действием эффектов флуоресценции мягкого ультрафиолетового излучения БК в аккреционном диске и окружающей газовой оболочке.
Ключевые слова:
механизмы излучения: общие — методы: анализ данных — звезды: карликовые новые — звезды: фундаментальные параметры — звезды: отдельные: FL Psc
ФинансированиеСписок литературы
Работа выполнена за счет гранта № 22-72-10064 (https://rscf.ru/project/22-72-10064/) Российского научного фонда.
Список литературы
1. V. L. Afanasiev and A. V. Moiseev, Astronomy Letters 31, 194 (2005). DOI:10.1134/1.1883351
2. I. Baraffe, G. Chabrier, T. S. Barman, et al., Astron. and Astrophys. 402, 701 (2003). DOI:10.1051/0004-6361:20030252
3. J. Bedient, Information Bulletin on Variable Stars 5699, 1 (2006).
4. R. C. Bohlin, in Proc. Workshop on Calibrating Hubble Space Telescope. Post Servicing Mission, Space Telescope Science Institute, Baltimore, Maryland, Ed. by A. P. Koratkar and C. Leitherer (Space Telescope Science Institute, Baltimore, 1995), p. 49.
5. R. C. Bohlin, Astron. J. 111, 1743 (1996). DOI:10.1086/117914
6. H.-L. Chen, T. E. Woods, L. Yungelson, et al., Proc. IAU Symp., No. 343, Ed. by F. Kerschbaum, M. Groenewegen, and H. Olofsson (Cambridge University Press, Cambridge, 2019), p. 371. DOI:10.1017/S1743921318005070
7. A. Dudnik, V. Shimansky, N. Borisov, et al., Acta Astrophysica Taurica 3 (1), 12 (2022). DOI:10.31059/aat.vol3.iss1.pp12-16
8. A. A. Dudnik, A. A. Mitrofanova, V. V. Shimansky, et al., Research in Astronomy and Astrophysics 21 (7), id. 158 (2021). DOI:10.1088/1674-4527/21/7/158
9. A. A. Dudnik, V. V. Shimansky, N. V. Borisov, et al., Astrophysical Bulletin 78 (1), 25 (2023). DOI:10.1134/S1990341323010054
10. B. T. Gänsicke, P. Rodríguez-Gil, T. R. Marsh, et al., Monthly Notices Royal Astron. Soc. 365 (3), 969 (2006). DOI:10.1111/j.1365-2966.2005.09781.x
11. L. Girardi, A. Bressan, G. Bertelli, and C. Chiosi, Astron. and Astrophys. Suppl. 141, 371 (2000). DOI:10.1051/aas:2000126
12. P. Godon, L. Seward, E. M. Sion, and P. Szkody, Astron. J. 131 (5), 2634 (2006a). DOI:10.1086/501523
13. P. Godon, E. M. Sion, F. Cheng, et al., Astrophys. J. 642 (2), 1018 (2006b). DOI:10.1086/501039
14. A. Golovin, A. Price, M. Templeton, et al., Information Bulletin on Variable Stars 5611, 1 (2005). DOI:10.48550/arXiv.astro-ph/0504528
15. G. M. Green, E. F. Schlafly, D. P. Finkbeiner, et al., Astrophys. J. 810 (1), article id. 25 (2015). DOI:10.1088/0004-637X/810/1/25
16. R. Ishioka, K. Sekiguchi, and H. Maehara, Publ. Astron. Soc. Japan 59, 929 (2007). DOI:10.1093/pasj/59.5.929
17. T. Kato, Publ. Astron. Soc. Japan 67 (6), id. 108 (2015). DOI:10.1093/pasj/psv077
18. C. Knigge, Monthly Notices Royal Astron. Soc. 373, 484 (2006). DOI:10.1111/j.1365-2966.2006.11096.x
19. K. S. Long, E. M. Sion, B. T. Gänsicke, and P. Szkody, Astrophys. J. 602 (2), 948 (2004). DOI:10.1086/381121
20. T. R. Marsh and K. Horne, Monthly Notices Royal Astron. Soc. 235, 269 (1988). DOI:10.1093/mnras/235.1.269
21. F. J. Masci, R. R. Laher, B. Rusholme, et al., Publ. Astron. Soc. Pacific 131 (995), 018003 (2019). DOI:10.1088/1538-3873/aae8ac
22. O. M. Matthews, M. R. Truss, G. A. Wynn, and R. Speith, ASP Conf Ser. 330, 171 (2005). DOI:10.48550/arXiv.astro-ph/0410143
23. V. S. Menzhevitski, N. N. Shimanskaya, V. V. Shimansky, and D. O. Kudryavtsev, Astrophysical Bulletin 69 (2), 169 (2014). DOI:10.1134/S1990341314020047
24. A. A. Mitrofanova, N. V. Borisov, and V.V. Shimansky, Astrophysical Bulletin 69 (1), 82 (2014). DOI:10.1134/S1990341314010088
25. D. O’Donoghue, A. Chen, F. Marang, et al., Monthly Notices Royal Astron. Soc. 250, 363 (1991). DOI:10.1093/mnras/250.2.363
26. Y. Osaki, F. Meyer, and E. Meyer-Hofmeister, Astron. and Astrophys. 370, 488 (2001). DOI:10.1051/0004-6361:20010234
27. A. F. Pala, B. T. Gänsicke, D. Belloni, et al., Monthly Notices Royal Astron. Soc. 510 (4), 6110 (2022). DOI:10.1093/mnras/stab3449
28. A. F. Pala, B. T. Gänsicke, D. Townsley, et al., Monthly Notices Royal Astron. Soc. 466 (3), 2855 (2017). DOI:10.1093/mnras/stw3293
29. J. A. Panei, L. G. Althaus, and O. G. Benvenuto, Astron. and Astrophys. 353, 970 (2000). DOI:10.48550/arXiv.astro-ph/9909499
30. J. Patterson, J. R. Thorstensen, E. Armstrong, et al., Publ. Astron. Soc. Pacific 117 (835), 922 (2005). DOI:10.1086/432492
31. K. J. Pearson, Monthly Notices Royal Astron. Soc. 371, 235 (2006). DOI:10.1111/j.1365-2966.2006.10631.x
32. A. Price, G. Pojmanski, A. Henden, et al., IAU Circular 8410, 1 (2004).
33. R. C. Reis, P. J. Wheatley, B. T. Gänsicke, and J. P. Osborne, Monthly Notices Royal Astron. Soc. 430, 1994 (2013). DOI:10.1093/mnras/stt025
34. H. Ritter and U. Kolb, Acta Polytechnica CTU Proceedings 2 (1), 21 (2015). DOI:10.14311/APP.2015.02.0021
35. G. J. Schwarz, T. Barman, N. Silvestri, et al., Publ. Astron. Soc. Pacific 116 (826), 1111 (2004). DOI:10.1086/426927
36. V. V. Shimansky, A. A. Dudnik, N. V. Borisov, and S. S. Kotov, Astrophysical Bulletin 79 (3), 428 (2024). DOI:10.1134/S1990341324600650
37. P. Szkody, A. S. Mukadam, E. M. Sion, et al., Astron. J. 145 (5), article id. 121 (2013). DOI:10.1088/0004-6256/145/5/121
38. M. R. Templeton, R. Leaman, P. Szkody, et al., Publ. Astron. Soc. Pacific 118, 236 (2006). DOI:10.1086/498460
39. J. R. Thorstensen, Astron. J. 160, id. 6 (2020). DOI:10.3847/1538-3881/ab911c
40. P. E. Tremblay, N. Gentile-Fusillo, R. Raddi, et al., Monthly Notices Royal Astron. Soc. 465 (3), 2849 (2017). DOI:10.1093/mnras/stw2854
41. J. A. Urban and E. M. Sion, Astrophys. J. 642 (2), 1029 (2006). DOI:10.1086/501430
42. A. Vallenari et al. (Gaia Collab.), Astron. and Astrophys. 674 id. A1, (2023) DOI:10.1051/0004-6361/202243940
43. W. Voges, B. Aschenbach, T. Boller, et al., Astron. and Astrophys. 349, 389 (1999). DOI:10.48550/arXiv.astro-ph/9909315
44. F.-J. Zickgraf, D. Engels, H.-J. Hagen, et al., Astron. and Astrophys. 406, 535 (2003). DOI:10.1051/0004-6361:20030679
2. I. Baraffe, G. Chabrier, T. S. Barman, et al., Astron. and Astrophys. 402, 701 (2003). DOI:10.1051/0004-6361:20030252
3. J. Bedient, Information Bulletin on Variable Stars 5699, 1 (2006).
4. R. C. Bohlin, in Proc. Workshop on Calibrating Hubble Space Telescope. Post Servicing Mission, Space Telescope Science Institute, Baltimore, Maryland, Ed. by A. P. Koratkar and C. Leitherer (Space Telescope Science Institute, Baltimore, 1995), p. 49.
5. R. C. Bohlin, Astron. J. 111, 1743 (1996). DOI:10.1086/117914
6. H.-L. Chen, T. E. Woods, L. Yungelson, et al., Proc. IAU Symp., No. 343, Ed. by F. Kerschbaum, M. Groenewegen, and H. Olofsson (Cambridge University Press, Cambridge, 2019), p. 371. DOI:10.1017/S1743921318005070
7. A. Dudnik, V. Shimansky, N. Borisov, et al., Acta Astrophysica Taurica 3 (1), 12 (2022). DOI:10.31059/aat.vol3.iss1.pp12-16
8. A. A. Dudnik, A. A. Mitrofanova, V. V. Shimansky, et al., Research in Astronomy and Astrophysics 21 (7), id. 158 (2021). DOI:10.1088/1674-4527/21/7/158
9. A. A. Dudnik, V. V. Shimansky, N. V. Borisov, et al., Astrophysical Bulletin 78 (1), 25 (2023). DOI:10.1134/S1990341323010054
10. B. T. Gänsicke, P. Rodríguez-Gil, T. R. Marsh, et al., Monthly Notices Royal Astron. Soc. 365 (3), 969 (2006). DOI:10.1111/j.1365-2966.2005.09781.x
11. L. Girardi, A. Bressan, G. Bertelli, and C. Chiosi, Astron. and Astrophys. Suppl. 141, 371 (2000). DOI:10.1051/aas:2000126
12. P. Godon, L. Seward, E. M. Sion, and P. Szkody, Astron. J. 131 (5), 2634 (2006a). DOI:10.1086/501523
13. P. Godon, E. M. Sion, F. Cheng, et al., Astrophys. J. 642 (2), 1018 (2006b). DOI:10.1086/501039
14. A. Golovin, A. Price, M. Templeton, et al., Information Bulletin on Variable Stars 5611, 1 (2005). DOI:10.48550/arXiv.astro-ph/0504528
15. G. M. Green, E. F. Schlafly, D. P. Finkbeiner, et al., Astrophys. J. 810 (1), article id. 25 (2015). DOI:10.1088/0004-637X/810/1/25
16. R. Ishioka, K. Sekiguchi, and H. Maehara, Publ. Astron. Soc. Japan 59, 929 (2007). DOI:10.1093/pasj/59.5.929
17. T. Kato, Publ. Astron. Soc. Japan 67 (6), id. 108 (2015). DOI:10.1093/pasj/psv077
18. C. Knigge, Monthly Notices Royal Astron. Soc. 373, 484 (2006). DOI:10.1111/j.1365-2966.2006.11096.x
19. K. S. Long, E. M. Sion, B. T. Gänsicke, and P. Szkody, Astrophys. J. 602 (2), 948 (2004). DOI:10.1086/381121
20. T. R. Marsh and K. Horne, Monthly Notices Royal Astron. Soc. 235, 269 (1988). DOI:10.1093/mnras/235.1.269
21. F. J. Masci, R. R. Laher, B. Rusholme, et al., Publ. Astron. Soc. Pacific 131 (995), 018003 (2019). DOI:10.1088/1538-3873/aae8ac
22. O. M. Matthews, M. R. Truss, G. A. Wynn, and R. Speith, ASP Conf Ser. 330, 171 (2005). DOI:10.48550/arXiv.astro-ph/0410143
23. V. S. Menzhevitski, N. N. Shimanskaya, V. V. Shimansky, and D. O. Kudryavtsev, Astrophysical Bulletin 69 (2), 169 (2014). DOI:10.1134/S1990341314020047
24. A. A. Mitrofanova, N. V. Borisov, and V.V. Shimansky, Astrophysical Bulletin 69 (1), 82 (2014). DOI:10.1134/S1990341314010088
25. D. O’Donoghue, A. Chen, F. Marang, et al., Monthly Notices Royal Astron. Soc. 250, 363 (1991). DOI:10.1093/mnras/250.2.363
26. Y. Osaki, F. Meyer, and E. Meyer-Hofmeister, Astron. and Astrophys. 370, 488 (2001). DOI:10.1051/0004-6361:20010234
27. A. F. Pala, B. T. Gänsicke, D. Belloni, et al., Monthly Notices Royal Astron. Soc. 510 (4), 6110 (2022). DOI:10.1093/mnras/stab3449
28. A. F. Pala, B. T. Gänsicke, D. Townsley, et al., Monthly Notices Royal Astron. Soc. 466 (3), 2855 (2017). DOI:10.1093/mnras/stw3293
29. J. A. Panei, L. G. Althaus, and O. G. Benvenuto, Astron. and Astrophys. 353, 970 (2000). DOI:10.48550/arXiv.astro-ph/9909499
30. J. Patterson, J. R. Thorstensen, E. Armstrong, et al., Publ. Astron. Soc. Pacific 117 (835), 922 (2005). DOI:10.1086/432492
31. K. J. Pearson, Monthly Notices Royal Astron. Soc. 371, 235 (2006). DOI:10.1111/j.1365-2966.2006.10631.x
32. A. Price, G. Pojmanski, A. Henden, et al., IAU Circular 8410, 1 (2004).
33. R. C. Reis, P. J. Wheatley, B. T. Gänsicke, and J. P. Osborne, Monthly Notices Royal Astron. Soc. 430, 1994 (2013). DOI:10.1093/mnras/stt025
34. H. Ritter and U. Kolb, Acta Polytechnica CTU Proceedings 2 (1), 21 (2015). DOI:10.14311/APP.2015.02.0021
35. G. J. Schwarz, T. Barman, N. Silvestri, et al., Publ. Astron. Soc. Pacific 116 (826), 1111 (2004). DOI:10.1086/426927
36. V. V. Shimansky, A. A. Dudnik, N. V. Borisov, and S. S. Kotov, Astrophysical Bulletin 79 (3), 428 (2024). DOI:10.1134/S1990341324600650
37. P. Szkody, A. S. Mukadam, E. M. Sion, et al., Astron. J. 145 (5), article id. 121 (2013). DOI:10.1088/0004-6256/145/5/121
38. M. R. Templeton, R. Leaman, P. Szkody, et al., Publ. Astron. Soc. Pacific 118, 236 (2006). DOI:10.1086/498460
39. J. R. Thorstensen, Astron. J. 160, id. 6 (2020). DOI:10.3847/1538-3881/ab911c
40. P. E. Tremblay, N. Gentile-Fusillo, R. Raddi, et al., Monthly Notices Royal Astron. Soc. 465 (3), 2849 (2017). DOI:10.1093/mnras/stw2854
41. J. A. Urban and E. M. Sion, Astrophys. J. 642 (2), 1029 (2006). DOI:10.1086/501430
42. A. Vallenari et al. (Gaia Collab.), Astron. and Astrophys. 674 id. A1, (2023) DOI:10.1051/0004-6361/202243940
43. W. Voges, B. Aschenbach, T. Boller, et al., Astron. and Astrophys. 349, 389 (1999). DOI:10.48550/arXiv.astro-ph/9909315
44. F.-J. Zickgraf, D. Engels, H.-J. Hagen, et al., Astron. and Astrophys. 406, 535 (2003). DOI:10.1051/0004-6361:20030679
Optical and Physical Characteristics of the FL Psc Dwarf Nova Before and After the 2023 Superoutburst
© 2025
V. V. Shimansky1*, N. V. Borisov1, A. A. Dudnik1,2, A. I. Kolbin1, E. D. Motorina3, N. N. Shimanskaya3, and A. S. Vinokurov1
1Special Astrophysical Observatory of the Russian Academy of Sciences, Nizhnii Arkhyz, 369167 Russia
2Kazan National Research Technical University named after A. N. Tupolev, Kazan, 420111 Russia
3Kazan (Volga Region) Federal University, Kazan, 420008 Russia
*E-mail: otstoiy@yandex.ru
2Kazan National Research Technical University named after A. N. Tupolev, Kazan, 420111 Russia
3Kazan (Volga Region) Federal University, Kazan, 420008 Russia
*E-mail: otstoiy@yandex.ru
The paper studies the characteristics of optical emission formation and determines the fundamental parameters of the FL Psc dwarf nova for the epochs before and after its superoutburst in 2023. Moderateresolution spectral sets were obtained in 2021, 2023 and 2024 with the BTA-6 telescope of the SAO RAS. Observations in all epochs are dominated by the continuous spectrum of the white dwarf (WD) with H I, He I, He II, C II, Mg I, Ca I, Ca II, Fe I emissions and Fe II from the accretion disk and a bright spot at its outer radius. Changes in emission intensities and their Doppler half-widths showed that during the transition from the relaxation stage to quiescence, the zone of maximum radiation shifted to the periphery of the disk, and the temperature in it decreased to Te < 8000 K. An analysis of the observed spectra for three epochs was performed using model flux (i.e. in flux units) and normalized spectra of the WD and a modified method for determining the parameters of their atmospheres. As a result, the following estimates of the accretor’s temperature were obtained for a single surface gravity value log g = 8.26 ± 0.13: Teff = 17 700 ± 1400 K, 26 700 ± 1900 K and 19 600 ± 1300 K in 2021, 2023 and 2024, respectively. It is shown that the observed systematic variations in the brightness of FL Psc after the end of the outburst are correctly explained by changes in the WD temperature, taking into account the additional contribution of emission lines. Based on the parameters found for the accretor’s atmosphere, the complete set of fundamental parameters of the system is refined. Its Doppler tomography showed that 1.3 years after the outburst, the accretion disk remained optically thick in the HI lines, but became optically thin in the lines of other elements. Analysis of the FL Psc maps suggests that the H I, He I and He II emissions are formed predominantly under thermalization conditions, while the Ca II and Fe II emissions are formed under the influence of the fluorescence effects of soft ultraviolet radiation from the WD in the accretion disk and the surrounding gaseous envelope.
Keywords:
emission mechanisms: general—methods: data analysis—stars: dwarf novae—stars: fundamental parameters—stars: individual: FL Psc
К содержанию номера