Фотометрические исследования катаклизмических переменных звезд тема диссертации и автореферата по ВАК РФ 01.03.02, кандидат наук Голышева Полина Юрьевна

• Голышева Полина Юрьевна
• кандидат наук
• 2021

Оглавление диссертации кандидат наук Голышева Полина Юрьевна

Введение

Актуальность исследований

Цель работы

Методология и методы исследования

Научная новизна

Теоретическая и практическая значимость

Положения, выносимые на защиту

Публикации

Апробация результатов и достоверность

Личный вклад автора

Структура и объем диссертации

Глава 1. Затменные системы в спокойном состоянии блеска

1.1 Карликовая новая типа SU UMa V1239 Her

1.2 Анализ кривых блеска новоподобной звезды UU Aqr

1.3 Наблюдения карликовых новых KN Cet, EX Dra и V2051 Oph

Глава 2. Поведение карликовых новых типа SU UMa во время вспышек

2.1 Затменная звезда OV Boo во время вспышки и в спокойном состоянии

2.2 Поведение PNV J19150199+071947 во время сверхвспышки

2.3 Сверхвспышка и повторные повышения блеска звезды ASASSN-15po

2.4 Изменения периодов сверхгорбов у звезд типа SU UMa

Глава 3. Катаклизмические переменные с нетипичными кривыми блеска

3.1 Фотометрические исследования карликовой новой с редкими вспышками

HS 0218+3229

3.2 Необычная двойная звезда 1SWASP J162117+441254 во время вспышки

3.3 Фотометрическая переменность анти-карликовой новой V380 Oph на временном

масштабе 40 лет

Заключение

Благодарности

Список литературы

Введение

Переменные звезды издревле привлекали внимание человечества, и появление "звезды-гостьи", например, Сверхновой, не могло остаться незамеченным для наблюдателей, хорошо знакомых со звездным небом. Значительный вклад в развитие астрономии в дотелескопи-ческую эпоху внесли наблюдатели из Китая, Японии и Кореи. Из каталогов, составленных по записям дальневосточных хроник примерно с 600 г. до н.э. по 1690 г. (см., например, Ho (1962)) известно несколько сотен вспыхнувших объектов, большинство из которых оказалось кометного происхождения, однако известно, по крайней мере, восемь исторических Сверхновых, которые удалось отождествить с галактическими радиоисточниками, см. работу Clark & Stephenson (1976). К сожалению, уверенной идентификации "древних" Новых звезд с известными на сегодняшний день катаклизмическими переменными пока не существует. С большими трудностями столкнулись ученые при попытке воссоздать размеры и положения древних астеризмов, которые могут состоять из одной звезды или из группы звезд, по аналогии с созвездиями в европейских традициях, где когда-либо вспыхивала "звезда-гостья". Заметим, что точность координат звезд, воссозданных по древним картам, составляет порядка нескольких градусов согласно оценкам углового расстояния между историческими Сверхновыми и их современными остатками. И хотя Сверхновые - это редкие события, справедливо предположить, что древние астрономы зафиксируют их с большей вероятностью, нежели вспышки Новых, для уверенного обнаружения которых видимая звездная величина должна быть не слабее, по крайней мере, ~ 5m для наблюдений невооруженным глазом. Так что при всей доступности остатков старых Новых для современных наблюдений (при амплитуде вспышки, например, в 13m, блеск звезды в спокойном состоянии составит ~ 18m), лишь несколько таких объектов удалось отождествить с некоторой вероятностью, см. недавние исследования Hoffmann (2019). Автор этой статьи отмечает, что положения древних Новых N 101 и N 483 совпадают с окрестностями катаклизмических переменных BK Lyn и PN Te11 соответственно, также не исключено, что туманность в скоплении M 22 является остатком Новой, вспыхнувшей в 48 г. до н.э.

Понятие переменности блеска, как периодического явления, а не однократной вспышки "звезды-гостьи", зародилось после открытия Фабрициусом изменения яркости у звезды Mira Cet в 1596 г., когда он проследил падение блеска звезды от максимума до невидимости невооруженным глазом. Далее последовали и другие замечательные открытия переменных звезд, например, Алголь (в Per), в Lyr и др. Изучением переменных звезд активно начали заниматься в середине XIX века. Особенный интерес к ним возник после 1880 года, когда стал проводиться систематический поиск переменных звезд по фотопластинкам. Однако точного определения переменной звезды не существует и до сих пор, ведь, строго говоря, все звезды меняют свой блеск. Так, даже у Солнца, одиночной звезды, происходят незначительые изменения яркости ввиду его магнитной активности. Например, появление или отсутствие пятен

может вызвать переменность до тысячных долей звездой величины. А если бы внеземной наблюдатель увидел прохождения Юпитера по диску Солнца, то его величина уменьшилась бы на 0.01т, что можно уверенно изменить современными приборами. Согласно определению, данному Н.Н. Самусем (см. ссылку http://heritage.sai.msu.ru/ucheb/Samus/index.html) "звезду считают переменной и включают в соответствующие каталоги, если ее заатмосфер-ный блеск в ультрафиолетовом, видимом или инфракрасном диапазоне меняется (менялся) в масштабах, обнаружимых при достигнутой точности наблюдений за интервал времени, охваченный наблюдениями такой точности".

Взрывообразные процессы, протекающие у катаклизмических звезд (тождественный термин - взрывные переменные) связаны именно с двойственностью этих систем. Отметим, что изучать двойные системы очень интересно и важно, так как с помощью простых способов можно определить различные параметры компонент, в то время как для одиночных звезд найти многие характеристики часто бывает гораздо сложнее. И хотя для подтверждения двойственности желательно привлечение спектральных наблюдений, тем не менее, важнейшую роль при исследовании переменности играют именно фотометрические наблюдения.

В зависимости от степени заполнения каждой из компонент своей полости Роша, задаваемой эквипотенциальной поверхностью, Копалом (Kopal (1955)) были выделены три типа двойных звезд: разделенные двойные системы (ни одна из звезд не заполняет полость Ро-ша); полуразделенные двойные системы (одна из компонент заполняет свою полость Роша); контактные двойные системы (обе звезды заполняют полости Роша). Согласно определению, данному Черепащуком (монография Черепащука (2013)): "двойная система назвается тесной, если на некотором этапе эволюции в системе происходит обмен масс - перетекание вещества от одной компоненты на другую". Причем, обмен веществом может происходить не только путем перетекания через окрестность внутренней точки Лагранжа, но и посредством звездного ветра, как, например это наблюдается у симбиотических звезд - протяженных звездных пар, состоящих из белого карлика и красного гиганта или субгиганта, с орбитальными периодами порядка нескольких лет.

Катаклизмические переменные (сокр. КП) являются яркими представителями (в смысле наблюдательных проявлений) полуразделенных тесных двойных систем (ТДС) на поздних стадиях эволюции (когда завершился первичный обмен масс) с орбитальным периодом от нескольких десятков минут до нескольких часов (иногда встречаются и более широкие пары с периодом более суток). Они состоят из белого карлика (первичного компонента, или звезды-аккретора) и звезды главной последовательности спектрального класса K—M (вторичного компонента, или звезды-донора), или двух сильно проэволюционировавших белых карликов, см. монографии Warner (1995), Черепащук (2013). Вещество, истекающее от вторичной звезды через внутреннюю точка Лагранжа, вследствие наличия углового момента формирует аккреционный диск вокруг белого карлика или выпадает непосредственно на полюса белого карлика (КП с сильным магнитным полем, > 10 МГс). К последнему типу относятся поляры

(звезды типа AM Her). Они являются источниками сильного рентгеновского излучения. Если белый карлик обладает магнитным полем <10 МГс, аккрецируемое вещество будет иметь вид кольца, а затем выпадать на магнитные полюса белого карлика посредством одной или двух аккреционных колонн. Таким образом, промежуточные поляры, также называемые звездами типа DQ Her, обладают свойствами как поляров, так и дисковых КП. Аккреционные колонны поляров и промежуточных поляров являются яркими источниками поляризованного излучения от жесткого рентгеновского до радиодиапазона.

Некоторые ТДС на определенных фазах вспышки могут быть источниками сверхмягкого рентгеновского излучения (т.н. SuperSoft X-ray Sources, или SSS). Эффективные температуры SSS источников варьируются в диапазоне 105 — 106 К, а светимости могут быть близки к 1038 эрг/с. Источником рентгеновского излучения является термоядерное горение водорода на поверхности горячего белого карлика. Транзиентные SSS источники могут возникать во время вспышек новых звезд, когда максимум распределения энергии излучения белого карлика сдвигается в область мягких рентгеновских лучей (Gallagher & Code (1974)). Фаза SSS источника в таких случаях может длиться от нескольких дней до нескольких лет и заканчивается с охлаждением температуры белого карлика, подробности см. в работе Orio (2012).

Большую группу катаклизмических переменных составляют системы с относительно слабым магнитным полем: B < 0.1 МГс. Плазма из-за наличия углового момента обращается вокруг белого карлика и образует аккреционный диск. Таким образом, эти системы состоят из красного карлика, заполняющего полость Роша и теряющего вещество через внутреннюю точку Лагранжа, и первичного компонента, белого карлика, вокруг которого образуется аккреционный диск. Вклад в излучение в этих системах вносят оба компонента, аккреционный диск, струя газа, перетекающего от звезды-донора, и область ударной волны. Красный карлик доминирует в ИК излучении, а белый карлик - в УФ излучении. Аккреционный диск излучает в оптическом и ближнем ультрафиолетовом диапазонах. Во многих случаях аккреционный диск вносит наибольший вклад в излучение от системы.

Само название "катаклизмические переменные" показывает, что в этих объектах происходят взрывные процессы, оказывающие на двойную систему значительное воздействие, и зачастую оказывающимися непрогнозируемыми. При этом каждая новая их вспышка никогда, в точности, не повторяет предыдущую.

По характеру вспышек катаклизмические переменные делятся на следующие подтипы: классические новые, повторные новые, карликовые новые, новоподобные переменные.

Классические новые - переменные с амплитудами изменения блеска от 6m до 19m (см. Warner (1995)). У классических новых очень длинные периоды повторения вспышек (104-105 лет), как правило, наблюдалась одна вспышка. Причиной вспышки служит термоядерная реакция превращения водорода в гелий на поверхности белого карлика. По форме кривой блеска новые разделяются на быстрые новые (NA), медленные новые (NB) и очень медлен-

ные новые (NC). Наибольшая амплитуда и наиболее короткая продолжительность вспышки наблюдаются у быстрых новых, у медленных новых вспышка может длиться годы. Так, блеск быстрых новых может спадать со скоростью ~ 3m примерно за 10 дней, в то время как очень медленным новым может потребоваться около года, чтобы потускнеть на ту же величину, см. Payne-Gaposchkin (1957).

Повторные новые (NR) - новые, у которых наблюдались повторные вспышки. В конечном счете, все новые являются повторными. Пионерские исследования повторных новых были проведены Пейн-Гапошкиной (Payne-Gaposchkin (1957)), из выборки новых звезд ею были отобраны 6 звезд, у которых наблюдалось более одной вспышки. Интервалы между вспышками - десятки лет, амплитуды вспышек слабее, чем у новых звезд, и составляют 7-11m. Иногда у повторных новых вторичным компонентом может являться красный гигант, как, например у T CrB (Webbink (1987)), что роднит их с симбиотическими звездами.

Карликовые новые (звезды типа U Gem) представляют собой довольно обширную подгруппу дисковых КП. Они состоят из красного карлика, заполняющего полость Роша, и теряющего вещество через внутреннюю точку Лагранжа Ь\, и белого карлика, окруженного аккреционным диском. Вспышки связаны с тепловой или приливной неустойчивостью диска и происходят квазипериодически. В отличие от классических новых, фотометрическое поведение карликовых новых проявляется в гораздо меньших масштабах: амплитуда их вспышек в среднем составляет 2m - 6m, однако и интервал между вспышками существенно короче и составляет от 10 дней до десятков лет, а их продолжительность - от нескольких суток до 20 дней (Warner (1995)).

По морфологии кривых блеска выделяют следующие основные типы карликовых новых: звезды типа SS Cyg (UGSS), типа SU UMa (UGSU) и типа Z Cam (UGZ). Переменные типа SS Cyg, представляют собой наиболее общую группу и показывают т.н. "нормальные вспышки", повторяющиеся более-менее регулярно и характеризуемые быстрым подъемом (у самой SS Cyg, например ~2 дней) и более плавным спадом. К этой группе часто относят те звезды, которые по тем или иным признакам не подходят к переменным типа Z Cam или SU UMa. Переменные типа Z Cam также показывают нормальные вспышки, но иногда завершения этой стадии не происходит, и система остается на некотором промежуточном уровне между вспышкой и спокойным состоянием, продолжительность которого составляет от нескольких недель до нескольких лет (т.н. "standstill"). Переменные типа SU UMa наряду с обычными вспышками также показывают "сверхвспышки", которые характеризуются более длинной продолжительностью (около двух недель) а также несколько большей амплитудой. Характерной чертой сверхвспышек является стадия плато, наступающая спустя несколько дней после максимума блеска, во время которой наблюдаются "сверхгорбы" - периодические изменения блеска, на несколько процентов отличающиеся от орбитального. Как правило, сверхвспышке предшествует несколько нормальных вспышек, и продолжительность сверхцикла (интервала между сверхвспышками) составляет от десятков до сотен суток. Однако среди звезд этой

группы (UGSU) встречаются объекты, у которых наблюдаются только сверхвспышки, такие переменные относятся к типу WZ Sge. Вспышки звезд этого подтипа отличаются бoльшими амплитудами (6m-8m), продолжительностью около месяца, интервал между сверхвспышками может составлять несколько лет. Другим экстремальным случаем являются переменные типа ER UMa с очень короткими сверхциклами в 20-45 суток (см., напр., Kato & Kunjaya (1995)).

Новоподобные звезды (NL) - разнообразная и неоднородная группа звезд, включают в себя все катаклизмические переменные без вспышек. Как правило, к новоподобным относят переменные, которые вследствие недостаточности фотометрических и спектроскопических данных, невозможно отнести ни к одной выше перечисленной группе. Это может быть классическая новая до или после вспышки или, возможно, переменная типа UGZ во время перманентного состояния блеска, для которых наше наблюдательное время слишком коротко, чтобы обнаружить их вспышки. Часто новоподобные переменные имеют фотометрические и спектроскопические характеристики классических новых вне вспышек. Иногда это могут быть поляры или неидентифицированные симбиотические звезды, а иногда - нетипичные звезды типа U Gem. К новоподобным звездам относят и катаклизмические переменные, которые до сих пор наблюдались только в минимуме блеска, т.е. в спокойном состоянии, хотя по своим спектральным характеристикам относятся к карликовым новым. Также к новоподобным относят звезды, которые находятся в перманентной вспышке. Эти звезды имеют горячий диск и подобны карликовым новым во время вспышки.

Таким образом можно заключить, что если вспышки классических новых происходят по причине термоядерного взрыва на поверхности белого карлика, то природа вспышек карликовых новых совершенно иная. У звезд этого типа ведущую роль во вспышечной активности играет аккреционный диск. Именно на него выпадает и накапливается вещество от звезды-донора. Вследствие увеличения темпа аккреции вещества диска на белый карлик, происходит увеличение яркости диска, и наблюдается вспышка. В 1970-х годах были предложены две модели, объясняющие это явление. Модель, разработанная Bath (1973) предполагает нестационарный темп переноса вещества от вторичной звезды, и соответственно, аккреция на белый карлик также происходит с различной скоростью. Однако наиболее распространена на сегодняшний день модель неустойчивости диска (Osaki (1974), Osaki (1996)), когда вещество от звезды-донора перетекает относительно равномерно, но по мере накопления вещества в диске, возникает некое критическое значение плотности вещества, физические параметры диска меняются скачкообразно, и вещество выпадает на поверхность белого карлика. Эта нестабильность в диске получила название тепловой неустойчивости, которая хорошо воспроизводится т.н. кривой теплового равновесия аккреционного диска (по Осаки, см. Osaki (1996)). Эта кривая имеет S-образную форму и описывает темп аккреции на белый карлик в зависимости от поверхностной плотности диска, аналогичную кривую можно видеть и при зависимости эффективной температуры или вязкости от поверхностной плотности, см., например, модельные расчеты авторов Ludwig et al. (1994). Восходящие и нисходящие ветви

этой кривой соответствуют устойчивым состояниям диска: т.н. "холодный" диск имеет низкую вязкость, водород находится в нейтральном состоянии, в то время как в состоянии "горячего" диска, помимо возрастания температуры около 104 К, также увеличивается темп аккреции и вязкость диска, водород переходит в ионизованное состояние, причем переход между этими состояниями происходит скачкообразно. На кривой теплового равновесия неустойчивое состояние диска отображается связующей линией (например, на рис. 5 из работы Ludwig et al. (1994) можно видеть участок AB) между ветвями, соответствующими холодному и горячему состояниям, по аналогии с буквой S, однако некоторые расчеты показывают более сложную многоступенчатую форму, более всего напоминающую букву см. рис. 4 a, b из работы Osaki (1996), а также ссылки из параграфа 4.3 данной работы.

Ключевым понятием, объясняющим процесс аккреции в диске, является вязкость: в результате возникновения трения между соседними слоями диска, частицы теряют угловой момент и закручиваются к гравитирующему центру - белому карлику. Перенос углового момента наружу осуществляется турбулентными движениями вещества в диске. Эффективность этого механизма характеризуется безразмерным параметром а, значение которого примерно постоянно и не превышает единицу. Отметим, однако, что параметр вязкости является постоянной величиной лишь в определенном состоянии диска, возрастая во время вспышки примерно в четыре раза и более, как отмечает Осаки в своей работе (Osaki (1996)). Модель а-дисков впервые была предложена Н.И. Шакурой и Р.А. Сюняевым в 1973 г., работа Shakura & Sunyaev (1973).

В зависимости от темпа переноса вещества от вторичного компонента возможны два различных сценария развития нормальных вспышек (Smak (1984)). В том случае, если вещество поступает на аккреционный диск с высокой скоростью, критическая плотность вещества возникнет в первую очередь во внешних частях диска, и возникший горячий фронт будет направлен к центральным частям диска, пока весь диск не перейдет в горячее состояние. В таком случае будет наблюдаться вспышка "извне-внутрь", в англоязычной литературе называемая как "outside-in" (тип "A"). С другой стороны, у систем с низким темпом переноса, вещество будет продвигаться к звезде-донору, преодолевая вязкое трение в аккреционном диске, сопутствующим процессом является перенос момента импульса наружу. Перераспределение массы вдоль радиуса диска протекает в масштабе времени вязкости, за которое вещество преодолевает различные слои диска, двигаясь по спирали к центру и накапливаясь во внутренних частях диска, где и происходит зарождение вспышки - т.н. вспышка "изнутри-наружу" ("inside-out", или тип "B"). Затем горячий фронт будет распространяться наружу, соответственно у таких систем будет наблюдаться более плавный подъем блеска, и форма кривой блеска вспышки будет более симметричной, чем в случае вспышки "извне-внутрь". Разделение вспышек на типы по форме кривых блеска по-прежнему остается основным наблюдательным критерием, что согласуется с теоретическими представлениями, см. Smak (1984), расчеты Смака показали ассиметричную кривую блеска у вспышек "извне-внутрь". Также

наблюдается различное цветовое поведение: во время вспышек "извне-внутрь" блеск звезды в УФ-диапазоне возрастает медленнее, чем в оптическом, и на диаграмме "цвет-величина" наблюдается петля (см. ссылку выше). В то время как "изнутри-наружу" вспышки ответственны за излучение от наиболее горячих и близких к белому карлику частей диска, и следовательно, увеличение блеска в УФ и оптическом диапазонах будет происходить примерно с одинаковой скоростью или с меньшей задержкой, чем в случае вспышек "извне-внутрь". Наиболее уверенно определить тип вспышки возможно для затменных КП. Анализ профиля затмений позволяет оценить наиболее яркую область диска при его затмевании красной звездой. Согласно недавно разработанной методике, предложенной авторами статьи Court et al. (2020), на зависимости потока от звезды во время затмений от внезатменного потока должна наблюдаться петля, направление которой зависит от типа вспышки: по часовой стрелке - "изнутри-наружу", против - "извне-внутрь" (см. ссылки внутри вышеуказанной работы). Данные зависимости можно видеть на рис. 4, 5 цитируемой работы.

Чаще всего у карликовых новых наблюдается какой-либо один из подтипов нормальных вспышек, однако встречаются системы, претерпевающие как вспышки "извне-внутрь", так и "изнутри-наружу", как например, у самой SS Cyg. Механизмы возникновения различных видов вспышек на примере SS Cyg рассмотрены в статье Buat-Menard et al. (2001)). Также у этой системы были обнаружены чередующиеся короткие и длинные вспышки, (Cannizzo & Mattei (1992)), близкие по амплитуде, но различающиеся по продолжительности (~7 и ~14 суток), и аномальные вспышки, с медленным подъемом блеска, которые не удалось воспроизвести модельными расчетами, см. работу Schreiber et al. (2003). На проблему существования длинных и коротких вспышек у одной и той же системы впервые обратил внимание Смак (Smak (1984)), выделив два подтипа вспышек "изнутри-наружу" - "Ba" и "Bb", в зависимости от того, будет ли достигать ударная волна внешних краев диска. Отметим, что вспышки типа "изнутри-наружу" могут быть короткими и длинными, и они возможны при узком диапазоне темпа переноса вещества, при увеличении которого (в ~ 2 раза для SS Cyg) будут наблюдаться только длинные вспышки "извне-внутрь" (Buat-Menard et al. (2001)). Такие вариации темпа переноса вещества от красного карлика вкупе с эффектом прогрева внешнего края диска аккреционной струей и влиянием приливных сил между компонентами на размеры диска позволяют объяснить наличие различных подтипов нормальных вспышек у SS Cyg и других подобных систем (см. ссылку выше). Существует альтернативная теория (работа Giovannelli & Sabau-Graziati (2012), а также ряд других предшествующих работ автора Giovannelli), предполагающая, что SS Cyg является промежуточным поляром, и разнообразие вспышек обусловлено наличием магнитного поля. В качестве аргументов, подтверждающих эту теорию, авторы приводят наличие у системы магнитного поля порядка 1 МГс, согласно их оценкам, а также вариации блеска с периодом 12 мин, вероятно, связанные с периодом вращения белого карлика. Отметим однако, что эти результаты идут вразрез с некоторыми работами: например, Гнедин и др. (Gnedin et al. (1995)) нашли гораздо более слабое (от нескольких сотен до

десятых МГс) магнитное поле белого карлика, а фотометрические исследования Волошиной (например, работа Voloshina (2012)) и Бруха (Bruch (2020)) не подтвердили наличия 12 минутных вариаций блеска у системы. Базовые параметры SS Cyg, полученные по наблюдениям в спокойном состоянии, приведены в работе Волошина & Хрузина (2000).

Некоторые системы с высоким темпом переноса вещества от вторичного компонента могут сколь угодно долго пребывать в состоянии горячего диска, т.е. в состоянии перманентной вспышки. В этом случае вещество не успевает поступать на белый карлик, и диск постоянно находится горячем состоянии, т.е. завершения этой стадии не происходит. Считается, что именно такова природа многих новоподобных звезд. Звезды типа Z Cam, время от времени показывающие постоянный уровень блеска после максимума во время вспышки, являются неким пограничным случаем между новоподобными и карликовыми новыми типа U Gem. Принято считать, что остановка падения блеска вызвана некоторым увеличением темпа переноса вещества от красного карлика, вследствие эффекта прогрева его поверхности излучением от аккреционного диска и белого карлика, таким образом, система будет пребывать в некотором промежуточном состоянии постоянного уровня блеска, напоминая этим поведение новоподобных звезд. Последующее уменьшение темпа переноса вещества приводит к завершению вспышки, и звезда возвращается в спокойное состояние, а затем все повторяется по стандартному для карликовых новых циклу. Отметим, что известны т.н. "аномальные звезды типа Z Cam", у которых подъем блеска прерывается некоторым постоянным уровнем, сопровождаемым вариациями блеска амплитудой не более 1т и продолжительностью порядка нескольких дней. Такие системы, показывающие выход на постоянный уровень блеска именно до максимума вспышки, Kato (2019) выделил в отдельную группу звезд типа IW And. Другой интересной особенностью звезд этой группы оказалось наличие отрицательных сверхгорбов, см. следующий абзац.

Однако в рамках модели тепловой неустойчивости диска не удавалось объяснить феномен сверхгорбов, наблюдаемый у карликовых новых типа SU UMa во время их сверхвспышек. Whitehurst (1988) в своих расчетах первым показал наличие приливной неустойчивости у КП, у которых масса холодной звезды не превышает 1/4 массы белого карлика. Под влиянием приливных сил диск становится эксцентрическим и медленно прецессирует в направлении орбитального вращения в инерциальной системе отсчета. При воздействии приливных сил от вторичного компонента на наиболее удаленные от белого карлика области диска (и соответственно наиболее близкие к вторичному компоненту) возникает небольшое увеличение яркости в этот момент. Эти небольшие повышения блеска повторяющиеся за каждый оборот системы, получили название "сверхгорбов". Их период, как правило, на несколько процентов превышает значение орбитального периода, и эти колебания являются результатом биения орбитального и прецессионного периодов. В таком случае говорят о наличии положительных сверхгорбов. Однако существуют системы, показывающие отрицательные сверхгорбы, периоды которых на несколько процентов короче орбитального, когда аккреционный диск

прецессирует в направлении, обратном орбитальному вращению системы. Принято считать, что данный феномен возникает у систем с наклонным аккреционным диском (см. например, работу Patterson et al. (1993)), однако механизмы, приводящие к наклону диска, до конца не известны. В работе Montgomery & Martin (2010) показано, что наклон диска может быть вызван подъемной силой, возникающей вследствие разности скоростей и плотностей газовых потоков, локализованных над и под поверхностью диска. При ослаблении этих потоков плоскость диска возвращается в исходное положение и совпадает с плоскостью орбиты. Согласно расчетам Montgomery & Martin (2010), наклонные диски образуются у систем с относительно высоким темпом переноса вещества. Авторы Kimura et al. (2020) исследовали феномен наклонных дисков на примере звезд типа IW And, особое внимание уделив изучению траектории потока вещества, истекающего из внутренней точки Лагранжа. Вследствие наклона диска, поток вещества сразу поступает во внутренние части диска, в отличие от большинства карликовых новых, демонстрирующих взаимодействие струи с внешним краем диска. Таким образом, внутренняя часть диска находится в стабильном горячем состоянии и ответственна за появление повышенного постоянного уровня блеска (в сравнении с вневспышечным уровнем), внешняя часть большую часть времени пребывает в холодном состоянии, при накоплении достаточного количества вещества запускается вспышка типа "изнутри-наружу", прекращающая промежуточное состояние системы. Между внешней и внутренней частями диска авторы также выделяют некую промежуточную зону, в которой присутствуют горячие и холодные волны, которые ответственны за появление осцилляций блеска, во время состояния повышенной яркости звезды. Их результаты также подтвердили наличие высокого темпа переноса вещества от красного карлика (~ 10_9Мо/год).

Модель приливной неустойчивости выявила не только причину возникновения сверхгорбов, но и смогла объяснить механизм возникновения сверхспышек. Для этого Осаки в 1989 г. (см. Osaki (1989)) предложил комбинированную модель тепловой и приливной неустойчивости диска. Согласно этой модели и обычная вспышка, и сверхвспышка возникают вследствие возникновения тепловой неустойчивости в диске. Однако обычные вспышки недостаточно эффективно удаляют вещество из диска, и масса, радиус и угловой момент диска постепенно растут. Во время очередной вспышки радиус диска может достигнуть критического значения, при котором запускается резонанс 3:1 между периодом обращения пробной частицы в диске и периодом обращения холодного компонента. Включается механизм приливной нестабильности, диск трансформируется из кругового в эллиптический и начинает прецессировать -в это время появляются сверхгорбы. Таким образом, приливная нестабильность формирует асимметричный диск, действие приливного трения возрастает, и диск начинает терять значительное количество углового момента и сбрасывает вещество на поверхность белого карлика, - наблюдается сверхспышка. В результате диск приобретает компактную форму, которая наблюдалась в начале сверхцикла.

Альтернативная модель, объясняющая сверхвспышки и сверхгорбы, была предложена Би-

сикало и др. в 2004 г., см. работу Б1я1ка1о е! а1. (2004), а также главу 10 монографии Бисикало и др. (2013). Их расчеты показали, что во внутренних частях слабоэллиптического диска, где влияние вторичной звезды пренебрежимо мало, формируется т.н. "прецессионная" спиральная волна плотности, происходит увеличение аккреции примерно на порядок величины, что и приводит к сверхвспышке системы. Вещество, поступающее на белый карлик вдоль прецессионной волны, локализовано в виде пятна, которое является наблюдательным проявлением в виде "сверхгорба" на кривой блеска. Эта модель, в отличие от модели приливной нестабильности, может быть применима и для систем с высоким отношением масс (вплоть до ~1). Феномен сверхвспышек и сверхгорбов у карликовых новых с более длинными, чем у систем типа Би иМа, орбитальными периодами, также смогла объяснить модель усиления темпа переноса вещества вследствие эффекта прогрева поверхности красного карлика, предложенная Смаком (Бтак (2009)). Отметим, что какой бы механизм ни был ответственен за появление сверхгорбов, будь это резонанс 3:1 в аккреционном диске, эффект возникновения прецессионной волны или увеличение темпа переноса вещества, - необходимым условием является наличие асимметричного диска у исследуемых систем.

У звезд типа БИ ИМа по характеру их вспышек можно выделить два предельных случая: звезды типа ЕЙ, ИМа с очень коротким периодом сверхцикла (порядка 20-50 суток), и звезды типа WZ Sge с очень редкими сверхвспышками (временные интервалы порядка нескольких лет) и вообще не показывающие нормальных вспышек. Длина сверхцикла наиболее зависит от темпа переноса вещества: чем он больше, тем короче будет период между двумя последовательными сверхвспышками (см. зависимости 21-24 из статьи Ояак (1996), а также ссылки внутри работы). При темпе переноса вещества ~ 10_10Мо/год и выше, будут наблюдаться системы типа ЕЙ ИМа и новоподобные, показывающие постоянные сверхгорбы. У звезд типа WZ Sge, напротив, очень низкая скорость переноса вещества: ~ 10-11 — 10-10Мо/год. Однако и этого обстоятельства оказалось недостаточно для объяснения столь редких, но мощных вспышек самой WZ Sge (раз в ~30 лет). Воспроизвести кривую блеска вспышки на таких временных масштабах удалось лишь прибегнув к очень малому значению параметра вязкости в спокойном состоянии системы (а ~ 0.001, что примерно в 30 раз меньше параметра а в горячем состоянии), см. вышеуказанную работу. Другим возможным решением объяснить феномен WZ Sge оказалось комбинирование двух моделей: усиления темпа переноса вещества от красного карлика и приливно-тепловой неустойчивости аккреционного диска, см. работу Hameury et а1. (1997).

Отметим, что модель дисковой неустойчивости, уже около 40 лет применяемая для объяснения вспышек карликовых новых и других объектов, не утратила своей актуальности и по сегодняшний день. Главным вопросом остается, какие процессы могут быть ответственны за отвод углового момента из системы. Привлечение в модель т.н. "а-диска" требует знания о величине вязкости, а параметр а, напрямую с ней связанный, по наблюдательным данным можно оценить зачастую лишь приблизительно, особенно в спокойном состоянии системы,

см. работу Нашеигу (2020). Однако модель дисковой нестабильности может быть улучшена некоторыми дополнениями: усечение внутреннего радиуса диска, связанное с магнитосферой звезды-аккретора, и формирование "дыры" порядка нескольких радиусов белого карлика; вариации темпа переноса вещества от звезды-донора, связанные с эффектом прогрева от аккреционного диска и белого карлика; потери углового момента диска посредством звездного ветра; приливная неустойчивость, широко применяемая для объяснения феномена карликовых новых типа БИ иМа, см. выше. В статье Нашеигу (2020) рассмотрено, за какие наблюдательные проявления ответственны эти механизмы, а также указана степень их значимости для разных подгрупп карликовых новых, см. табл. 1 цитируемой работы.

Распределение орбитальных периодов у КП достаточно неоднородно. Значения периодов лежат в интервале примерно от 70 мин до 12 ч, причем от 2 до 3 ч существует "пробел периодов", в котором, согласно теоретическим расчетам, не должно быть переноса вещества от вторичной компоненты. Однако дальнейшие исследования привели к постепенному заполнению "пробела". В разных работах могут меняться границы "пробела периодов", например автор Knigge (2006) приводит величину пробела в 2.15-3.18 ч. У КП орбитальный период тесно связан с массой вторичной звезды в двойном системе. Вторичный компонент в таких системах постоянно теряет свою массу, и КП эволюционируют в сторону уменьшения периодов. На ранней стадии эволюции КП имеют периоды, в среднем, от 8 до 3 ч, т. е. до верхней границы "пробела периодов", и темп аккреции в интервале 10-8 — 10-9М©/год. В процессе эволюции происходит потеря углового момента системы за счет действия магнитного торможения посредством звездного ветра от вторичной звезды. Когда вторичная звезда станет полностью конвективной, механизм магнитного торможения перестает действовать, звезда сжимается и уходит под полость Роша, и аккреция прекращается. Однако, и находясь в "пробеле" звезда продолжает эволюционировать, постепенно теряя угловой момент с помощью механизма гравитационного излучения. Когда полость Роша перестроится под уменьшившийся радиус вторичной звезды, и период достигнет 2 ч, двойная система выйдет из пробела периодов и вновь станет наблюдаемой как КП. Перенос вещества будет осуществляться с темпом 10"10 — 10"11М©/год. Теперь эволюция системы будет управляться действием гравитационного излучения вплоть до достижения минимума периодов, когда вещество вторичной звезды станет вырожденным. Последующая эволюция пойдет с дальнейшим уменьшением массы вторичной звезды и увеличением орбитального периода. Влияние гравитационного излучения на потерю углового момента у короткопериодических КП, а следовательно, и на темп переноса вещества от красного карлика и на эволюцию системы в целом рассмотрены в статье РасгуПяН (1981). Отбор углового момента у КП с помощью механизма магнитного торможения был предложен Раппапортом, см., например, работу И,аррарог1 е! а1. (1983). Роль вторичного компонента в эволюции КП подробно рассмотрена в статье Knigge е! а1. (2011), приводятся эволюционные треки, описывающие связь параметров звезды-донора (масса, радиус, эффективная температура и др.) и орбитального периода системы (рис. 10 из цитиру-

емой работы).

Для разных типов КП характерны свои значения орбитальных периодов. Так, карликовые новые типа ИGSИ имеют самые короткие периоды обычно от 80 мин до 2 ч. Значения периодов у звезд типа ИGZ и ИGSS обычно лежат по другую сторону от "пробела периодов" и составляют более 3-4 ч. Если рассмотреть зависимость темпа аккреции от орбитального периода (см. рис. 3 из работы Оэак1 (1996)), то по правую сторону от пробела периодов будут находиться системы, у которых нет приливной неустойчивости в диске. При небольших темпах аккреции этими системами окажутся карликовые новые типа ИGSS, имеющие тепловую неустойчивость в диске, а при высоких темпах аккреции - новоподобные, у которых диск находится в устойчивом, горячем состоянии. Пограничным состоянием между этими двумя типами КП являются звезды типа ИGZ. По левую сторону от пробела периодов лежат системы с приливной неустойчивостью в диске - в первую очередь это карликовые новые типа ИGSИ и звезды типа WZ Sge и ЕЙ ИМа, являющиеся экстремальными случаями ИGSИ. У этих систем наблюдается приливно-тепловая неустойчивость и невысокий темп аккреции. Над ними, на той же диаграмме, локализованы т.н. "перманентные суперхамперы" - новоподобные звезды с горячими приливно-нестабильными дисками, у которых постоянно наблюдаются сверхгорбы. Таким образом, с помощью двух параметров системы - орбитального периода и темпа переноса вещества, и их различными соотношениями можно объяснить столь разнообразное проявление вспышечной активности у разных типов КП.

Актуальность исследований

Катаклизмические переменные звезды представляют большой исследовательский интерес не только у наблюдателей, но и у теоретиков, так как, будучи тесными двойными системами (ТДС), они проявляют разнообразные физические свойства, возникающие вследствие приливных явлений, например, такие, как эллипсоидальная форма у вторичного компонента, наблюдательным проявлением которой является двойная волна за период на кривых блеска. Примером приливных явлений является эксцентрическая форма аккреционного диска у звезд типа SИ ИМа или WZ Sge. Таким образом, КП представляют собой широкое поле для исследований процессов обмена вещества между компонентами, структуры течения вещества и физики аккреционных дисков. Наблюдая катаклизмические переменные, можно получить гораздо больше информации о природе компонент системы, чем при исследовании одиночных звезд. КП являются уникальными природными лабораториями, на примере которых возможно детальное исследование аккреции и образующегося в результате этого процесса аккреционного диска у систем со слабым магнитным полем, которые изучаются в представленной диссертации. Представления об этих процессах могут оказаться полезными и при исследовании более экстремальных объектов, у которых аккретором является нейтронная звезда или черная дыра. Эволюция звезд, у которых имеется обмен вещества между

компонентами, происходит иначе, чем у одиночных звезд, и КП - ТДС на поздних стадиях эволюции, представляют интерес для исследования эволюционных сценариев, являясь некими тестами для проверки теории звездной эволюции. Кроме того, двойственность КП делает возможным извлечь информацию о геометрии системы по фотометрическим наблюдениям, особенно при высоких углах наклонения орбиты к лучу зрения, что позволяет определить размеры компонент в системе.

Так как на разных временных масштабах блеск КП меняется по-разному, и зачастую их фотометрическое поведение оказывается непредсказуемым, эта группа звезд всегда будет привлекать внимание как профессионалов, так и любителей. Поскольку точно предсказать вспышку невозможно, любительские наблюдения или патрульный мониторинг помогут вовремя начать астрономам-профессионалам всесторонние исследования этого события. В течение одной ночи, благодаря короткому орбитальному периоду у КП, мы можем проследить от одного до нескольких оборотов системы. Это обстоятельство дает возможность даже по такому ограниченному мониторингу найти ряд физических характеристик в системе и построить математическую модель ТДС, как сделано, например, в нашей работе для звезды ИИ Aqr. Фотометрические наблюдения остаются наиболее важным и в то же время доступным способом исследования переменности блеска звезд, так как их можно проводить на телескопах с небольшим диаметром зеркала. Чтобы получить наиболее полную информацию о звезде, о спектральном классе вторичного компонента, температурах, а также убедиться в двойственности системы, желательно привлечение спектральных наблюдений, но для их получения требуются, как правило, большие телескопы. Однако, многоцветные ПЗС-наблюдения делают возможным оценить вклад в излучение от разных компонент системы, а использование двухцветных диаграмм позволяет определить спектральный класс красного карлика и цветовую температуру системы. Приходящее к нам и непосредственно измеряемое излучение от звезды является, по существу, суммой излучений как от самих звезд, так и от аккреционного диска, от газового потока, истекающего из внутренней точки Лагранжа, от горячего пятна, вызванного соударением струи с аккреционным диском, от прогрева белым карликом и горячим диском полусферы красного карлика, обращенного к нему, и других излучающих компонент. Суммарный и изменяющийся из-за орбитального движения вклад в излучение от всех этих источников может быть разделен на конкретные составляющие с помощью методов математического моделирования. В некоторых случаях, особенно в случае затменных систем, мы предварительно даем качественное объяснение замеченных особенностей на кривых блеска, происходящих как вне, так и во время затмений, и разделяем эти источники без точного расчета их размеров, светимостей и локации в данной системе. Очевидно, что вспышки системы или ослабления мы также зарегистрируем на кривой блеска. Поэтому фотометрические наблюдения очень важны для понимания физики процессов, происходящих в ТДС.

Исследования КП и в частности, карликовых новых имеют высокую степень разработанности, см., например, серию работ группы Като (из последних статей - Ка!о е! а1. (2020)).

Однако большой интерес к этой тематике вызван разнообразным поведением этой группы звезд. Хотя основная модель КП уже не вызывает сомнений и разногласий, все-таки остается затруднительным объяснить столь большое многообразие фотометрической переменности у этих звезд. Несмотря на разделение их на подтипы (в основном, основанное на проявлении вспышечной активности), не всегда удается уверенно классифицировать звезду, так как она может проявлять свойства, не совсем характерные для своего подтипа. Не бывает двух одинаковых катаклизмических звезд, каждая система по-своему уникальна. Поэтому фотометрические исследования этих звезд не теряют своей актуальности и по сегодняшний день.

Введение диссертации (часть автореферата) на тему «Фотометрические исследования катаклизмических переменных звезд»

Цель работы

Объекты и предмет исследований - катаклизмические переменные звезды, как во время вспышек, так и в спокойном состоянии. Особое внимание уделялось малоизученным и вновь открываемым системам и уточнению их классификации. Очевидно, что для детального анализа кривых блеска на разных временных масштабах требуется накопление больших рядов фотометрических наблюдений исследуемых звезд, так как зачастую вспышечная активность носит непредсказуемый характер и происходит нерегулярно. Для достижения цели работы были поставлены следующие задачи:

• наблюдение и обработка ПЗС-наблюдений избранных звезд методом апертурной фотометрии и составление таблиц временных рядов;

• анализ кривых блеска во время вспышек и в спокойном состоянии блеска;

• определение или уточнение орбитальных параметров;

• изучение феномена сверхгорбов и их эволюции во время сверхвспышек у звезд типа SИ ИМа;

• исследование орбитальной переменности, анализ профиля затмения у систем с высоким углом наклонения орбиты;

• отбор наиболее интересных кандидатов для исследования аккреционной структуры методами математического моделирования;

• изучение цветовых изменений, анализ положения звезды на двуцветных диаграммах;

• проведение классификации изучаемых звезд.

Методология и методы исследования

Наблюдения проводились таким образом, чтобы при наведении на переменную, в кадр попадало, по возможности, несколько звезд сравнения, близких по цвету к исследуемому объ-

екту и не имеющих оптических спутников. При калибровке ПЗС-кадров производится учет темнового тока, тока смещения (байес) и плоского поля матрицы. Обработка фотометрических наблюдений проводилась методом апертурной фотометрии с использованием программы "Maxim DL". Для измерения отсчетов от звезды подбирается оптимальный размер апертуры. Для измерения фона неба подбирается кольцо определенного радиуса, в которое не должны попадать случайные звезды. Чтобы исключить вклад крыльев звезды, внутренний радиус кольца, в котором измеряется фон неба, должен быть достаточно велик, иначе ореол от звезды будет засвечивать фон. При этом измерения в области между апертурой и кольцом не производятся. Отсчеты от переменной и звезд сравнения измеряются относительно некоторой опорной, как правило, наиболее яркой звезды, поток от которой должен соответствовать динамическому диапазону матрицы и не превышает ~60000 отсчетов на пиксель. Итак, выбрав одну из звезд сравнения в качестве стандарта и приписав ей, например нулевую величину, инструментальные величины всех остальных высчитываются относительно нее. Далее вы-считывается звездная величина переменной относительно используемых звезд сравнения и берется среднее, при этом учитывается, что оценки, полученные относительно слабых звезд, имеют меньший статистический вес, чем полученные относительно звезд примерно той же величины, что и переменная. Путем привязки к звездам с известными точными звездными величинами мы находим реальные звездные величины наших объектов. В итоге мы получаем звездную величину переменной в инструментальной шкале.

Фотометрические наблюдения исследуемых в диссертации катаклизмических переменных проводились на телескопах в Словакии (Стара Лесна, Астрономический Институт Словацкой Академии наук) и в Крыму (Крымская астрономическая станция ГАИШ МГУ), небольшая часть наблюдений была получена на 2.5 м телескопе Кавказской горной обсерватории ГАИШ МГУ наблюдателем О.В. Возяковой и на телескопе Цейсс-1000 Специальной Астрофизической Обсерватории Российской Академии наук наблюдателем В.П. Горанским. Объедение рядов наблюдений, полученных на различных телескопах, представляет определенную трудность. Хотя исследователи стремятся подобрать такую комбинацию светофильтров для используемой ПЗС-камеры, чтобы реализуемые инструментальные фотометрические полосы были максимально близки к стандартным полосам системы Джонсона, Кузенса или других фотометрических систем, на практике отличия всегда остаются. В итоге в данной полосе скажем, более красные звезды всегда будут получаться более яркими (или слабыми), чем голубые. Для уменьшения этого эффекта мы выбирали стандартные звезды того же цвета, что и переменная. Если переменная и стандарт имеют строго одинаковые показатели цвета, то подобная ошибка из-за различия в показателях цвета стандартной и переменной звезд теоретически не возникнет. Однако очевидно, что звезд с нужными показателями цвета скорее всего не будет в поле зрения матрицы. Поэтому мы выбирали стандартные звезды, как наиболее близкие по цвету к переменной, что уже приблизило инструментальную звездную величину к стандартной.

Чтобы точнее учесть поправку за цвет, мы всегда для каждой ПЗС матрицы и используемых светофильтров измеряли звезды в рассеянном скоплении М67. В этом скоплении цвета звезд например, по показателям цвета В — V заключены от -0.1 до +1.4. Мы измеряем несколько десятков звезд, у которых опытными наблюдателями, включая самого Джонсона и Кузенса, были измерены точные величины в полосах иBVКо 1с и далее ищем зависимость наших инструментальных звездных величин и показателей цвета от тех же значений из таблиц и находим зависимость коррекции звездной величины от показателя цвета. Обычно линейная формула дает хорошее приближение, чтобы инструментальную звездную величину пересчитать в стандартную. В таблице 1 приводятся коэффициенты цветовых уравнений для используемой аппаратуры (телескопы АЗТ-5, Цейсс-2 - п. Научный, Крым; телескопы 01-50, 01-60, 01-18 - п. Стара Лесна, Словакия).

Таблица 1. Коэффициенты для цветовых уравнений

Телескоп Год ки кВ Ш кКс к1с ПЗС-камера

А3Т-5 Май 2017 0 -0.07 +0.06 -0.25 -0.18 АР00ЕЕ А^а Ш6М

01-50см до 2012 +0.14 +0.13 -0.10 -0.065 +0.05 ББ10 БТ-10ХМЕ

01-60см 2013 +0.12 +0.11 -0.035 -0.077 +0.19 БЬЮ БТ-10ХМЕ

01-18см Февр.2017 - -0.043 -0.022 -0.104 +0.175 ББ10 БТ-10ХМЕ

01-18см до 2015 - +0.096 +0.233 -0.008 +0.185 ББ10 БТ-10ХМЕ

Цейсс-2 Нояб.2018 +0.16 +0.029 -0.023 -0.058 +0.165 ЕЫ пе№

Цейсс-2 Нояб.2012 +0.025 -0.020 +0.045 +0.050 +0.48 Apogee-USB

02-60см с 2016 +0.04 +0.08 -0.12 -0.08 +0.18 ЕЫ МЬ3041

и = и + ки ■ А(и — Ь)

Б = Ь + кБ ■ А(Ь — V)

V = V + кУ ■А(Ь — V)

Ко = тс + кЯа ■ А(у — гс)

1с = гс + к1о ■ А(т — г)с

и, Ь, V, тс, гс - инструментальные величины

и, Б,У, Ко,1с - каталожные (Джонсон-Кузенс) величины

А(Ь — V) = А(Ь — v)var — А(Ь — v)std, т.е разность показателей цвета между переменной и основным стандартом. Для других полос все аналогично.

Для обычных звезд поля эта формула как правило работает хорошо. Однако КП - это часто эмиссионные звезды, распределение энергии в спектре отличается от звездного. А формулы пересчета по М67 были найдены по обычным звездам, и коррекция дает еще более близкое приближение величин к стандартной шкале, но полностью исправить величины не может. Поэтому, если есть возможность, то мы получаем одновременные наблюдения той

же самой КП на разных телескопах в одну ночь. И далее эмпирически находим поправку, на сколько одновременные наблюдения отличаются для разных телескопов и эту поправку учитываем для других ночей. Для этой цели помогает модифицированная программа Го-ранского "Эффект", позволяющая минимизировать отклонения звездных величин с разных телескопов. Часто эта программа может сработать даже для различных ночей, если периодические колебания более-менее воспроизводятся от ночи к ночи.

Однако во многих случаях точное приведение шкал и не обязательно. Допустим, нам нужно найти орбитальный период или период сверхгорбов на фоне спадающего после вспышки блеска звезды. В этом случае мы сначала проводим кривую спада, игнорируя и сглаживая периодические колебания блеска. А далее ищем отклонения звездных величин переменной от проведенного тренда. Очевидно, что полученные разности величин будут изменяться вокруг нуля. Проделав эту операцию для разных телескопов, мы получим всегда разности измеренных величин от текущего величины тренда. При хорошем проведении тренда амплитуда переменной составляющей остается прежней, но величина уже будет изменяется вокруг нулевой величины (т.е. либо ярче тренда, либо слабее его), и различие шкал и систематического сдвига для разных инстументов уже не будет иметь значения. Все значения изменяются вокруг нуля. По этим рядам мы ищем период и амплитуду изучаемой переменной, см. например, свертки на Рис. 24 (врезки), Рис. 29 (нижний), Рис. 31, 33 и др. Но для изменения показателей цвета такой подход, конечно, не работает. В этом случае нужна точная величина, приведенная к стандартной системе. Вероятно, в некоторых случаях остается небольшой систематических сдвиг на наших кривых блеска для разных телескопов. Однако по возможности мы всегда старались минимизировать эту систематическую ошибку.

При наблюдениях во время вспышек звезд отношение сигнал/шум (S/N) составляет ~ 50 — 100, что в полосах BVRI дает точность ~ 0.01т или немного хуже, в U полосе точность ниже, до 0.05т. Поэтому При 12-15 звездной величины исследуемого объекта продолжительность экспозиции для 60-см телескопа бралась 20-60 секунд, а в полосе U обычно в 2-3 раза больше. В слабом состоянии, при блеске звезды в 16m-18m, мы не стремились достичь такой точности, поскольку увеличивая продолжительнось экспозиции, сгладились и потерялись бы кратковременные процессы, например форма нисхоядщей или восходящей ветвей и ступеньки во время затмений, фликеринг и подобные явления. Поэтому, немного в ущерб точности, мы сокращали продолжительность экспозиции, но следили, чтобы S/N был бы не хуже 15-20, что дает точность не хуже 0.1т. Часто в состоянии покоя мы наблюдали без фильтра, если не изучались цветовые вариации, а актуальна была только кривая блеска и периодические процессы. В этом случае поток возрастает в ~ 4 раза и соответственно повышается точность при коротких экспозициях.

Научная новизна

На основе полученного фотометрического материала избранных звезд были получены некоторые принципиально новые результаты.

Нами была зафиксирована вспышка звезды HS 0218+3229, произошедшая в октябре 2007 г., анализ кривой блеска показал, что произошедшее явление можно объснить вспышкой сравнительного редкого типа "изнутри-наружу". Благодаря открытию вспышечной активности и располагая информацией об их характере, нам удалось классифицировать переменную как карликовую новую типа UGSS.

Получены многоцветные ПЗС-наблюдения затменной системы OV Boo во время вспышки марта 2017 г. - вероятного кандидата в звезды типа WZ Sge. Отметим, что две прошлые вспышки звезды были найдены только по архивным фотографиям и детально не были прописаны. Нами было обнаружено, что во время вспышки орбитальные кривые блеска системы имеют совсем другой вид, чем в спокойном состоянии, и показывают слабые понижения блеска на фазах 0 и 0.5, в отличие от ярко выраженных затмений на нулевой фазе, наблюдаемых у звезды в спокойном состоянии. Во время вспышки четких сверхгорбов нами обнаружено не было, превалирует орбитальная переменность. Однако известно несколько звезд типа WZ Sge, у которых сверхгорбы появляются с большой задержкой и видны относительно непродолжительное время, например, объект V529 Dra, см. Katysheva et al. (2013), Kazarovets et al.-part II (2015). Впервые был прописан и интерпретирован трек звезды на двуцветных диаграммах во время вспышки и по возвращению в спокойное состояние.

Объект PNV J19150199+071947 (=V1838 Aql) также наблюдался во время вспышки, произошедшей в мае-июне 2013 г. По амплитуде вспышки, ее продолжительности и стадии "плато" мы заключаем, что у звезды наблюдалась сверхвспышка, а открытие нами ранних сверхгорбов - характерной черты звезд типа WZ Sge, позволило нам доказать принадлежность звезды к этому типу. Мы впервые подробно проследили эволюцию сверхгорбов, построили треки на двуцветных диаграммах, определили значение изменения периода сверхгорбов Pdot = dP/P и уверенно классифицировали объект как звезду типа WZ Sge. В итоге звезда получила окончательное обозначение V1838 Aql, Kazarovets et al.-part II (2015).

У новоподобной V380 Oph нами было зафиксировано большое падение блеска на 4т в 2015 г., что подтверждает, что звезда относится к типу VY Scl. Мы первыми нашли величину фотометрического периода у звезды, хотя по спектральным наблюдениям он уже был ранее найден. Наш период оказался на несколько процентов короче спектрального, из чего мы сделали предположение, что фотометрический период является периодом отрицательных сверхгорбов у V380 Oph.

Мы активно участвовали в наблюдениях объекта 1SWASP J162117+441254 (= CSS160603: 162117+441254=V1460 Her) во время вспышки и после ее окончания. Звезда необычна тем, что первоначально считалась контактной системой типа W UMa, но благодаря открытию

вспышки в июне 2016 г., была причислена к карликовым новым и получила окончательное обозначение V1460 Her. Эволюция орбитальных кривых блеска довольно интересна: нам удалось проследить, как меняется форма и глубина затмений с течением времени, произошедшим после максимума вспышки, и объяснить эти изменения. Мы нашли общие черты у этой звезды и у исследованной нами HS 0218+3229. Также мы нашли в литературе еще два похожих по фотометрическому и цветовому поведению объекта - это звезды V549 Cam (=VSX J052807.9+725606) и V361 Lyr, см. ссылки внутри работы Katysheva et al. (2017). На этом основании мы сделали предположение о новом подклассе звезд типа UGSS.

Мы внесли свой вклад в обширных исследованиях поведения сверхгорбов у восьми звезд типа SU UMa (PNV J172929, ASASSN-15bp, QY Per, V650 Peg, MASTER J212624, ASASSN-15ni, CRTS J000130, ASASSN-17hw) во время сверхвспышек 2014-2017 гг., проводимых группой Като, см. серию работ Kato et al. (2015), Kato et al. (2016), Kato et al. (2017), Kato et al. (2020).

Для затменных систем V1239 Her, UU Aqr были построены математические модели, которые подробно описывают структуру течения вещества и воспроизводят наблюдаемые кривые блеска.

Теоретическая и практическая значимость

Результаты работы основаны на анализе обширных фотометрических ПЗС-наблюдений и охватывают разнообразную группу катаклизмических переменных звезд. Кроме того, для некоторых систем были получены многоцветные наблюдения, исследованы изменения показателей цвета, по которым была оценена цветовая температура и ее изменение. Данный материал может представлять интерес для астрономов, занимающихся физикой ТДС на поздних стадиях эволюции. Результаты работы могут быть использованы при решении ряда задач, например, при исследованиях вспышечной активности КП, орбитальной переменности, фли-керинга, при решении статистических задач и для уточнения классификации. Отдельный интерес представляют затменные КП, также рассматриваемые в работе, которые дают возможность не только подробно исследовать аккреционные процессы, но и строить их математические модели.

Накопленный материал является результатом многолетних наблюдений, ценность которых будет лишь возрастать со временем. И если модельные представления о физических процессах, протекающих у КП, могут претерпевать некоторые изменения, то оригинальные фотометрические наблюдения, как были, так и останутся основным источником информации о таких системах.

Положения, выносимые на защиту

1. Карликовая новая типа SU UMa V1239 Her находится в "пробеле периодов" катаклиз-мических переменных, орбитальный период составляет ~ 2h24m Изменения амплитуды предзатменного горба на кривых блеска указывают на то, что в системе между вспышками происходят активные процессы, связанные с изменениями параметров аккреционного диска и других элементов структуры течения вещества.

2. Звезды OV Boo и PNV J19150199+071947=V1838 Aql относятся к карликовым новым типа SU UMa. Во время сверхвспышки у затменной системы OV Boo не обнаружено четких сверхгорбов, происходило постепенное увеличение глубины затмений. Наличие ранних сверхгорбов в начале сверхвспышки у V1838 Aql подтверждает принадлежность к подтипу WZ Sge; изменение периода сверхгорбов на стадии "плато" за один орбитальный период больше средней величины для подобных звезд и составляет dP/P~25 • 10_5.

3. Наблюдения HS 0218+3229 во время вспышечной активности указывают на то, что звезда является карликовой новой типа UGSS. Кривая блеска вспышки свидетельствует о низком темпе перетекания вещества в системе и зарождении вспышки во внутренних частях аккреционного диска с последующим распространением во внешние области. Орбитальная переменность блеска системы в спокойном состоянии связана с эффектом эллипсоидальности вторичного компонента.

4. Звезды 1SWASP J162117+441254=V1460 Her и V380 Oph имеют нетипичные для ката-клизмических переменных кривые блеска. Наблюдения V1460 Her во время вспышки указывают на принадлежность звезды к карликовым новым. На орбитальных кривых блеска у V1460 Her во время вспышки наблюдаются затмения, а в спокойном состоянии системы переменность вызвана эффектом эллипсоидальности. Обнаружение второго эпизода падения блеска у новоподобной звезды V380 Oph указывает на принадлежность звезды к объектам типа VY Scl.

5. Похожие свойства найденных характеристик у HS 0218+3229 и V1460 Her и еще у известных двух звезд, V549 Cam и V361 Lyr, могут свидетельствовать о существовании нового подкласса катаклизмических переменных с доминирующем излучением холодного компонента в спокойном состоянии.

Публикации

Основные результаты по теме диссертации изложены в шестнадцати печатных изданиях, девять из которых опубликованы в рецензируемых научных изданиях, индексируемых в базе данных Web of Science, рекомендованных для защиты в диссертационном совете МГУ по специальности:

1. Голышева П.Ю., Антипин С.В., Жарова А.В., Катышева Н.А., Хохол Д., Шугаров С.Ю., Многоцветная фотометрия карликовой новой HS 0218+3229, Астрофизика, 2012, том 55, №2, с. 235-253.// Импакт-фактор: 0.643

2. Golysheva P., Shugarov S., Multicolor photometric monitoring of a new WZ Sge-type .star in Aquila, Contributions of the Astronomical Observatory Skalnate Pleso, 2014, том 43, с. 312-318.// Импакт-фактор: 0.636

3. Хрузина Т.С., Голышева П.Ю., Катышева Н.А., Шугаров С.Ю., Шакура Н.И., Карликовая новая V1239 Геркулеса в спокойном состоянии блеска, Астрономический журнал, 2015, том 92, №4, с. 323-349.// Импакт-фактор: 1.235

4. Namekata, K., Isogai, K., Kato, Т. et al. (incl. Golysheva P.), Superoutburst of WZ Sge-type dwarf nova below the period minimum: ASASSN-15po, Publications of the Astronomical Society of Japan, 2017, том 69, №1, с. 2.// Импакт-фактор: 5.024

5. Kimura, M., Kato, Т., Maehara, H. et al. (incl. Golysheva P.), On the nature of long-period dwarf novae with rare and low-amplitude outbursts, Publications of the Astronomical Society of Japan, 2018, том 70, №4, с. 78.// Импакт-фактор: 5.024

6. Kato, Т., Hambsch, F.-J., Dubovsky, P. A. et al. (incl. Golysheva P.), Survey of period variations of superhumps in SU UMa-type dwarf novae. VII. The seventh year (2014-2015), Publications of the Astronomical Society of Japan, 2015, том 67, №6, с. 105.// Импакт-фактор: 5.024

7. Kato, Т., Hambsch, F.-J., Monard, B. et al. (incl. Golysheva P.), Survey of period variations of superhumps in SU UMa-type dwarf novae. VIII. The eighth year (2015-2016), Publications of the Astronomical Society of Japan, 2016, том 68, №4, с. 65.// Импакт-фактор: 5.024

8. Kato, Т., Isogai, K., Hambsch, F.-J. et al. (incl. Golysheva P.), Survey of period variations of superhumps in SU UMa-type dwarf novae. IX. The ninth year (2016-2017), Publications of the Astronomical Society of Japan, 2017, том 69, №5, с. 75.// Импакт-фактор: 5.024

9. Kato, Т., Isogai, K., Wakamatsu, Y. et al. (incl. Golysheva P.), Survey of period variations of superhumps in SU UMa-type dwarf novae. X. The tenth year (2017), Publications of the Astronomical Society of Japan, 2020, том 72, №1, с. 14.// Импакт-фактор: 5.024

а также семь публикаций - в сборниках трудов конференций:

1. Golysheva P., Katysheva N., Shugarov S., Borisov N., Gabdeev M., Multicolour Photometry of Unusual Dwarf Nova HS 0218+3229, Central European Astrophysical Bulletin, 2013, том 37, с. 345-354

2. Golysheva P., Shugarov S., Katysheva N., Khruzina T., Observation and Light Curve Analysis of Three Eclipsing Dwarf Novae, Living Together: Planets, Host Stars, and Binaries, 2015, том 496, с. 231-235

3. Katysheva N., Golysheva P., Shugarov S., Gabdeev M., Borisov N., Photometric and spectroscopic investigation of the dwarf nova HS 0218+3229: A Short Review, Acta Polytechnica, 2015, том 2, с. 123-127

4. Khruzina T., Katysheva N., Golysheva P., Shugarov S., Optical Variability Analysis of UU Aqr - an Eclipsing Nova-like System, EAS Publications Series, 2015, том 71, с. 149-150

5. Shugarov S., Golysheva P., Sokolovsky K., Chochol D., Photometric variability of the novalike object V380 Oph in 1976-2016, Proceedings of Astro plate, 2016, с. 59-62

6. Golysheva P., Shugarov S., Goranskij V., Vozyakova O., Multicolor light curve analysis of eclipsing cataclysmic star OV Boo, Central European Astrophysical Bulletin, 2017, том 41, с. 79-90

7. Katysheva N., Shugarov S., Golysheva P., Outburst of the Unusual Binary CSS160603: 162117+441254, ASP Conference Series, 2017, том 510, с. 413-416.

Апробация результатов и достоверность

Представленные результаты являются достоверными и докладывались автором на следующих международных конференциях:

1. 45 years of Hvar Observatory and 20 years of ACT: The role of 1-m class telescopes now and in the future, Хвар, Хорватия, 17-20 октября 2017, Multicolor light curve analysis of eclipsing cataclysmic star OV Boo (устный)

2. Astroplate. International workshop on scientific use, digitization and preserving astronomical photographic records, Прага, Чехия, 15-18 марта 2016, Photometric variability of the novalike object V380Oph in 1976-2016 (стендовый)

3. The physics of evolved stars, 2015, Ницца, Франция, 8-12 июня 2015, UU Aqr - an eclipsing nova-like cataclysmic variable with unstable light curve. Analysis of the optical variability (стендовый)

4. Living Together: Planets, Host Stars and Binaries, Литомышль, Чехия, 8-12 сентября 2014, Observation and light curve analysis of three eclipsing dwarf novae (устный)

5. Observing techniques, instrumentation and science for metre-class telescopes, Татранска Ломница, Словакия, 23-26 сентября 2013, An evolution of superhumps of a new WZ Sge-type system in Aquila (устный)

6. The most Mysterious Binaries: Significance for Astrophysics, Хвар, Хорватия, 2-6 июля 2012, Multicolor photometry of unusual dwarf nova star HS 0218+3229 (устный)

Личный вклад автора

Все данные были обработаны автором. Обработка ПЗС-кадров, общим количеством около пятнадцати тысяч, проводилась методом апертурной фотометрии в программе "Maxim DL" с использованием стандартной процедуры учета темнового тока, байеса и плоского поля матрицы. Автор частично принимал участие в наблюдениях в Словакии (Стара Лесна, Астрономический Институт Словацкой Академии наук) и в Крыму (Крымская астрономическая станция ГАИШ МГУ). Поиск периодичностей у исследуемых звезд проводился автором в программе "Эффект" В.П. Горанского, с использованием методов Фурье-анализа и Лафлера-Кинмана. Материалы глав 1, 3 и разделы 2.1, 2.2 главы 2 подготовлены при активном и непосредственном участии автора в анализе и интерпретации полученных наблюдений, в оформлении материала в виде рисунков, таблиц. В результатах, представленных в разделах 2.3, 2.4 главы 2, основной вклад автора заключался в обработке фотометрического материала. Результаты исследований были представлены автором на международных конференциях.

Для звезды V1239 Her (Хрузина и др. (2015)) автором проведена подготовка наблюдательного материала для построения модели системы и дальнейшей инерперетации. Для этого были проанализированы и сгруппированы фазовые кривые блеска, выявлены пекулярности на кривых блеска в некоторые ночи (отсутствие предзатменного горба, смещение вторичного минимума). Автор принимал активное и непосредственное участие в поиске периода, построении диаграммы "О-С" у этой системы. Для затменных звезд UU Aqr, KN Cet, EX Dra, V2051 Oph автором проанализировано фотометрическое поведение в течение орбитального движения этих систем.

Автор внес решающий вклад в исследованиях карликовых новых OV Boo и PNV J19150199+071947 (=V1838 Aql) во время сверхвспышек. Анализ переменности блеска, поиск периодичностей, определение некоторых параметров у этих объектов и их классификация проведены автором наравне с одним из руководителей диссертации, а также соавтором этих работ С.Ю. Шугаровым (Golysheva et al. (2017), Golysheva & Shugarov (2014)). У звезды ASASSN-15po автором произведена обработка шести наблюдательных ночей, когда блеск звезды находился вблизи максимума сверхвспышки, на стадии плато и по возвращению в

спокойное состояние; независимо от соавторов статьи Namekata et al. (2015) найден период ранних сверхгорбов, а также выявлена переменность звезды на спаде повторной вспышки с периодом, близком к орбитальному. Автор принял участие в обширных исследованиях, включающих несколько сотен объектов, по изменению периода сверхгорбов карликовых новых типа SU UMa, проводимых группой Като, и внес свой вклад, проведя обработку наблюдений следующих звезд: PNV J172929 - во время сверхвспышки 2014 г. (Kato et al. (2015)), ASASSN-15bp (Kato et al. (2015)), QY Per (Kato et al. (2016)), V650 Peg (Kato et al. (2016)), MASTER J212624 (Kato et al. (2016)), ASASSN-15ni - во время сверхвспышек 2015 г. (Kato et al. (2016)), CRTS J000130 - во время сверхвспышки 2016 г. (Kato et al. (2017)), ASASSN-17hw - во время сверхвспышки 2017 г. (Kato et al. (2020)).

В исследованиях звезды HS 0218+3229 (Голышева и др. (2012)) автор внес значительный вклад в анализе фотометрического поведения объекта во время вспышек и в спокойном состоянии, в определении орбитального периода по многолетнему наблюдательному ряду, автором исследована орбитальная переменность и цветовые изменения звезды, определены параметры системы. Автор участвовал в наблюдениях в октябре 2010 г. в Словакии. Автор внес основной вклад в интерпретацию полученных результатов, провел классификацию звезды. Автор принял участие в совместных международных исследованиях двойной системы 1SWASP J162117+441254 во время вспышки (Kimura et al. (2018)), проведена обработка наблюдений 9 ночей. Далее, автор наравне с соавторами работы Katysheva et al. (2017) продолжил изучение этого объекта уже в спокойном состоянии блеска (спустя месяц и более после вспышки). Для этого были построены и анализированы орбитальные кривые блеска во время вспышки и в спокойном состоянии, выявлены изменения формы главного и вторичного минимумов с течением времени, произошедшим после вспышки. На основании полученных исследований объектов HS 0218+3229 и 1SWASP J162117+441254, а также найденных по литературным данным двух других звезд со сходным фотометрическим поведением - V549 Cam (=VSX J052807.9+725606) и V361 Lyr, автор сделал предположение о существовании нового подкласса карликовых новых с редкими, но более продолжительными вспышками симметричной формы. Автор принял участие в продолжении многолетних наблюдений антикарликовой новой V380 Oph (полученных за период 2006-2016 гг.), и наравне с соавтором Шугаровым (работа Shugarov et al. (2016)) обнаружил падение блеска в 2016 г., отметим, что это лишь второй эпизод подобного события на протяжении сорокалетнего периода (с 1976 г.) наблюдений звезды. Значимый вклад был внесен автором при поиске периодичностей у этой звезды: был уточнен прецессионный период, а значение периода сверхгорбов совпало с найденным ранее по ряду наблюдений 2002-2004 гг.

Список литературы диссертационного исследования кандидат наук Голышева Полина Юрьевна, 2021 год

Список литературы

Аллен, К. У.: 1977, Астрофизические величины (изд. "МИР").

Бочкарёв, Н. Г., Шакура, Н. И., Карицкая, Е. A.: 1979, АЖ, 56, 16.

Боярчук, А. А., Бисикало Д. В.: 2007, Изв. Крымской Астрофиз. Обс., 103, 32.

Бисикало, Д. В., Жилкин, А. Г., Боярчук, А. А.: 2013, Газодинамика тесных двойных звезд (изд. "Москва Физматлит").

Волков, И. И., Шугаров, С. Ю., Серегина, Т. М.: 1986, Астрономический циркуляр, 1418,

3.

Волошина И. Б., Хрузина, Т. С.: 2000, АЖ, 77, 109.

Голышева, П. Ю., Антипин, С. В., Жарова, А. В., Катышева, Н. А., Хохол, Д., Шугаров, С. Ю.: 2012, Астрофизика, 55, 235.

Гоффмейстер, К.: 1990, Переменные звезды (изд. Москва "Наука").

Додин А. В.: 2010, частное сообщение.

Лукин В. В.: 2019, частное сообщение.

Страйжис: 1977, Многоцветная фотометрия звезд (изд. Мокслас), Вильнюс. Хрузина, Т. С.: 2005, АЖ, 82, 881. Хрузина, Т. С.: 2010, АЖ, 77, 510. Хрузина, Т. С.: 2011, АЖ, 88, 463.

Хрузина, T. С., Голышева, П. Ю., Катышева, Н. А., Шугаров, С. Ю., Шакура, Н. И.; 2015, АЖ, 92, 323.

Хрузина, T. С., Волошина, И.Б., Цянь, Ш., Вольф, М., Метлов, В.Г.: 2019, АЖ, 96, 570. Черепащук, А. М.: 2013, Тесные двойные звезды (изд. "Москва Физматлит"). Ahnert, P.: 1942, Astron. Nachr., 272, 286.

Bailer-Jones, C. A. L., Rybizki, J., Fouesneau, M., Mantelet, G., Andrae, R.: 2018, Ai, 156, 58.

Baptista, R., Steiner, J. E., Cieslinski, D.: 1994, Api, 433, 332.

Baptista, R., Catalan, M. S., Horne, K., Zilli, D.: 1998, MNRAS, 300, 233.

Baptista, R., Silveira, C., Steiner, J. E., Horne, K.: 2000, MNRAS, 314, 713.

Baptista R., Borges, B. W., Bond, H. E., Jablonski, F., Steiner, J. E., Grauer, A. D.: 2013, MNRAS, 345, 889.

Baptista, R., Bortoletto, A., Honeycutt, R. K., arXiv:1105.1381.

Baptista, R., Wojcikiewicz, E.: 2020, MNRAS, 492, 1154.

Bath, G. T.: 1973, Nature Phys. Sci., 246, 84.

Beljawsky, P. R.: 1926, Beobachtungs-Zircular der Astr. Nach., 6, 38. Berger, J., Fringant, A. M.: 1984, Astron. Astroph. Suppl., 58, 565. Berardi, P.: 2015, Astron. Telegram, 7854.

Bisikalo, D. V., Boyarchuk, A. A., Kaigorodov, P. V., Kuznetsov, O. A., Matsuda, T.: 2004, Astronomy Reports, 48, 588.

Bond, H. E.: 1979, Proceedings of IAU Colloq., 53, 495.

Boyd, D., Oksanen, A., A. Henden, J.: 2006, Br. Astron. Assoc., 116, 4.

Breedt, E., Gansicke, B. T., Marsh, T. R., Steeghs, D., Drake, A. J., & Copperwheat, C. M.: 2012, MNRAS, 425, 2548.

Bruch, A.: 2000, A&A, 359, 998.

Bruch, A.: 2020, New Astronomy, 78, 101369.

Buat-Menard, V., Hameury, J.-M., Lasota, J.-P.: 2001, A&A, 366, 612. Cannizzo, J. K., Wheeler, J. C., Polidan, R. S.: 1986, ApJ, 333, 227. Cannizzo, J. K., Mattei, J. A.: 1992, ApJ, 401, 642.

Carter, P. J., Steeghs, D., Marsh, T. R., Kupfer, T., Copperwheat, C. M., Groot, P. J., & Nelemans, G.: 2014, MNRAS, 437, 2894.

Chochol, D., Katysheva, N. A., Shugarov, S. Yu. and Volkov, I. M.: 2009, Contrib. Astron. Obs. Skalnate Pleso, 39, 43.

Chochol, D., Katysheva, N., Shugarov, S., Volkov, I., Andreev, M.: 2010, Contrib. Astron. Obs. Skalnate Pleso, 40, 19.

Cook, M. C.; Brunt, C. C.: 1983, MNRAS, 205.

Court, J. M. C., Scaringi, S., Littlefield, C., Castro Segura, N., Long, K. S., Maccarone, T., Altamirano, D., Degenaar, N., Wijnands, R., Shahbaz, T., Zhan, Z.: 2020, MNRAS, 494, 4656.

Clark, D. H., Stephenson, F. R.: 1976, Q. Jl R. astr. Soc., 17, 290.

Davis, A. B., Shappee, B. J., Shappee, A.: 2015, American Astron. Soc. Meeting Abstracts, 225, #344.02.

Denisenko, D., et al.: 2013, Astron. Telegram, 5111.

Dhillon, V. S., Smith, D. A., Marsh, T. R.: 2013, MNRAS, 428, 3559.

Dong, S., et al.: 2015, Astron. Telegram, 7850.

Drake, A. J., Djorgovski, S. G., Mahabal, A., Beshore, E., Larson, S., Graham, M. J., Williams, R., Christensen, E., Catelan, M., Boattini, A., Gibbs, A., Hill, R., Kowalski, R.: 2009, ApJ, 696, 870.

Drake, A. J., Djorgovski, S. G., Garcia-Alvarez D., et al.: 2014, ApJ, 790, 157.

Drake, A. J., Djorgovski, S. G., Mahabal, A. A., Graham, M. J., Stern, D., Catelan, M., Christensen, E., & Larson, S. M.: 2016, Astron. Telegram, 9112.

Duerbeck, H. W.: 1987, Space Science Reviews 45, 1-2.

Flower, P. J.: 1996, ApJ, 469, 355.

Gallagher, J. S., Code, A. D.: 1974, ApJ, 189, 303.

Gansicke, B. et al.: 2002, ASP Conf. Ser., 261, 190.

Gänsicke, B. T.; Dillon, M.; Southworth, J.; Thorstensen, J. R.; Rodriguez-Gil, P.; Aungwerojwit, A.; Marsh, T. R.; Szkody, P.; Barros, S. C. C.; Casares, J. and 8 coauthors: 2009, MNRAS, 397, 4.

Giovannelli, F., Sabau-Graziati, L.: 2012, Mem. S.A.It., 83, 698.

Gnedin, Yu. N., Natsvlishvili, T. M., Shtol, V. G., Valyavin, G. G., and Shakhovskoi, N. M.: 1995, Astronomy Letters, 21, 132.

Golysheva, P., Katysheva, N., Shugarov, S., Borisov, N., Gabdeev, M.: 2013, Central European Astrophysical Bulletin, 37, 345.

Golysheva, P., Shugarov, S.: 2014, Contrib. Astron. Obs. Skalnaté Pleso, 43, 312.

Golysheva, P., Shugarov, S., Katysheva, N., Khruzina, T.: 2015, ASP Conference Series, 496, 231.

Golysheva, P., Shugarov, S., Goranskij, V., Vozyakova, O.: 2017, Central European Astrophysical Bulletin, 41, 79.

Hameury, J. M., Lasota, J. P., Hure, J. M.: 1997, MNRAS, 287, 937.

Hameury, J. M.: 2020, Advances in Space Research, 66, 1004.

Han, Z.-T., Qian, S.-B., Voloshina, I., Zhu, L.-Y.: 2017, Astrophysics and Space Science, 362, 7.

Harevich, V.; Bocharov, A. N.; Shugarov, S. Yu., Vsekhsvyatskij, S. K.; Shefer, Y.; Kukarkin, B. V.; Aksenov, E. P.; Alksne, Z.; Platais, I.; Samus, N. N.; and 15 coauthors: 1975, IAU Circ. 2839, 1.

Ho Peng Yoke: 1962, Vistas in Astronomy, 5, 127-226.

Hoffmann, S. M.: 2019, MNRAS, 490, 4194.

Hoffmeister, C.: 1929, Sonn. Mitt., 16, 1.

Hoffmeister, C.: 1966, Astron. Nachr., 289, 139.

Hoppe, J.: 1938, Kleinere Ver. der Univ.-Strenwarte zu Berlin-Babelsberg, 19.

Horne, K.: 1985, MNRAS, 213, 129.

Itagaki, K., URL: http://www.cbat.eps.harvard.edu/unconf/followups/J19150199+0719471.html

Kazarovets, E., Samus, N., Durlevich, O., Kireeva, N., Pastukhova, N.: 2011, Informational Bulletin on Variable Stars, No 6008, 1.

Kazarovets, E. V., Samus, N. N., Durlevich, O. V., Kireeva, N. N., Pastukhova, E. N.: 2015, Information Bulletin on Variable Stars, 6151, 1.

Kazarovets, E. V., Samus, N. N., Durlevich, O. V., Kireeva, N. N., Pastukhova, E. N.: 2015, Information Bulletin on Variable Stars, 6155, 1.

Kato, T., Kunjaya, C.: 1995, PASJ, 47, 163.

Kato, T., Sekine, Y., & Hirata, R.: 2001, PASJ, 53, 1191.

Kato, T., Imada, A., Uemura, M., Nogami, D., Maehara, H., Shugarov, S., etc.: 2009, PASJ, 61, 395.

Kato, T., Pavlenko, E. P., Maehara, H., Nakajima, K., Andreev, M., Shugarov, S. Yu., et al.: 2009, PASJ, 61, 601.

Kato, T., et al.: 2010, PASJ, 62, 1525.

Kato, T., Hambsch, F., Maehara, H., Masi, G., Miller., etc.: 2013, PASJ, 65, 23.

Kato, T. & Osaki, Y.: 2013, PASJ, 65, 115

Kato, T., et al.: 2014, PASJ, 66, 30.

Kato, T.: 2015, PASJ, 67, 108

Kato, T., Hambsch, F.-J., Dubovsky, P. A., et al.: 2015, PASJ, 67, 105.

Kato, T., Hambsch, F.-J., Monard, B., et al.: 2016, PASJ, 68, 65. Kato, T., Isogai, K., Hambsch, F.-J., et al.: 2017, PASJ, 69, 75. Kato, T.: 2019, PASJ, 71, 20.

Kato, T., Isogai, K., Wakamatsu, Y., Hambsch, F.-J., et al.: 2020, PASJ, 72, 14.

Katysheva, N., Shugarov, S., Chochol, D., et al.: 2013, Central European Astrophysical Bulletin, 37, 335.

Katysheva, N., Golysheva, P., Shugarov, S., Gabdeev, M., Borisov, N.:2015, Acta Polytechnica, 2, 123.

Katysheva, N., Shugarov, S., Golysheva, P.: 2017, ASP Conference Series, 510, 413. Khruzina, T., Katysheva, N., Golysheva, P., Shugarov, S.:2015, EAS Publications Series, 71, 149. Kimura, M., Isogai, K., & Kato, T., et al.: 2016, PASJ, 68, 55. Kimura, M., Kato, T., Maehara, H., et al.: 2018, PASJ, 70, 1. Kimura, M., Osaki, Y., Kato, T., Mineshige S.: 2020, PASJ, 72, 22.

Kjurkchieva, D. P., Popov, V. A., Vasileva, D. L., & Petrov, N. I.: 2017, New Astron., 52, 8. Kopal, Z.: 1955, Annales d'Astrojjhysique, 8, 379. Knigge, C.: 2006, MNRAS, 373, 484.

Knigge, C., Baraffe, I. & Patterson, J.: 2011, ApJS, 194, 28. Kolb, U., & Baraffe, I.: 1999, MNRAS, 309, 1034. Landolt, A.: 2013, AJ, 146, 131.

Littlefair, S. P., Dhillon, V. S., Marsh, T. R., Gansicke, B. T.: 2006, MNRAS, 371, 1435.

Littlefair, S. P.; Dhillon, V. S.; Marsh, T. R.; Gansicke, B. T.; Baraffe, I.; Watson, C. A.: 2007, MNRAS, 381, 2.

Lohr, M. E., Norton, A. J., Kolb, U. C. et al.: 2013, A&A, 549, 86. Ludwig, K., Meyer-Hofmeister, E., Ritter, H.: 1994, A&A, 290, 473.

Lukin, V. V., Malanchev, K. L., Shakura, N. I., Postnov, K. A., Chechetkin, V. M., Utrobin, V. P.: 2017, MNRAS, 467, 2934.

Maehara, H.: 2016, Astron. Telegram, 9113.

McAllister, M. J., Littlefair, S. P., Baraffe, I., Dhillon, V. S., Marsh, T. R., Bento, J., Bochinski, J., Bours, M. C. P., Breedt, E., Copperwheat, C. M., Hardy, L. K., Kerry, P., Parsons, S. G., Rostron, J. W., Sahman, D. I., Savoury, C. D. J., Tunnicliffe, R. L.: 2015, MNRAS, 451, 114.

Meyer, F., Meyer-Hofmeister, E.: 2015, PASJ, 67, 52.

Montgomery, M. M. and Martin, E. L.: 2010, AJ, 722, 989.

Namekata, K., Isogai, K., Kato, T. and 38 coauthors: 2015, PASJ, 69, 2.

Orio, M.: 2012, Bull. Astron. Soc. India, 40, 333.

Osaki, Y.: 1989, PASJ, 41, 1005.

Osaki, Y.: 1974, PASJ, 26, 429.

Osaki, Y.: 1996, PASP, 108, 39.

Osaki, Y., & Meyer, F.: 2002, A&A, 383, 574.

Paczynski, B.: 1981, Acta Astron., 31, 1.

Paczynski, B., & Sienkiewicz, R.: 1981, ApJ, 248, L27.

Palaversa, L., Ivezic, Z; Eyer, L., et al.: 2013, AJ, 46, 101.

Patterson, J., Jablonski, F., Koen, C., et al.: 1993, PASP, 107, 1183.

Patterson, J.; Thorstensen, J. R.; Knigge, C.: 2008, PASP, 120, 867.

Pavlenko, E. P., Sosnovskij, A. A., Antonyuk, O. I.: 2016, Astron. Telegram, 9138.

Payne-Gaposchkin, C.: 1957, The Galactic Novae, Amsterdam: North Holland.

Pilarcik, L., Wolf, M., Dubovsky, P. A., Hornoch, K., Kotkova, L.: 2012, A&A, 539, 5.

Pinto, G. & Romano, G.: 1976, Mem. Soc. Astron. Ital., 47, 229.

Pojmanski, G., & Maciejewski, G.: 2004, Acta Astron., 54, 153.

Press, W. H., Flannery, B. P., Teukolsky, S. A.: 1986, Numerical recipes, The Art of Scientific Computing. Cambridge Univ. Press, Cambridge.

Qian, S. B., Han, Z. T., Fernandez Lajus, E., Zhu, L. Y., Li, L. J., Liao, W. P., Zhao, E. G.: 2015, ApJS, 221, 7.

Rappaport, S., Verbunt, F., Joss, P. C.: 1983, AJ, 275, 713.

Robertson, J. W., Honeycutt, R. K., Henden, A. A., Campbell, R. T.: 2018, AJ, 155, 61.

Rodriguez-Gil, P., Schmidtobreick, L., Gansicke, B.: 2007, MNRAS, 374, 1359.

Rodriguez-Gil, P., Torres, M.A.P., Gansicke, B.T., Munoz-Darias, T., Steeghs, D., Schwarz, R., Rau, A., Hagen, H.-J.: 2009, A&A, 496, 805.

Rosino, L., & Candeo, G.: 1989, IAU Circ., 4900.

Savoury, C. D. J., Littlefair, S. P., Dhillon, V. S., et al.: 2011, MNRAS, 415, 2025.

Scaringi, S., Mason, E., van Winckel, H., Escorza, A.: 2016, Astron. Telegram, 9122.

Schreiber, M. R., Hameury, J.-M., Lasota, J.-P.: 2003, A&A, 410, 239.

Smak, J.: 1970, Acta Astron., 20, 311.

Smak, J.: 1984, Acta Astron., 34, 161.

Smak, J.: 1991, Acta Astron., 41, 4.

Smak, J.: 2009, Acta Astron., 59, 121.

Shakura, N. I., Sunyaev R. A.: 1973, A&A, 24, 337.

Shafter, A. W.: 1985, ApJ, 90, 643.

Shears, J., Wils, P., Bolt, G., Hambsch, F.-J., Krajci, T., Miller, I., Sabo, R., & Staels, B.: 2011, J. Br. Astron. Assoc., 121, 155.

Shugarov, S., Katysheva, N., Seregina, T. et al.: 2005, ASP Conf. Ser., 330, 495.

Shugarov, S., Katysheva, N., Kroll, P.: 2007, ASP Conf. Ser., 372, 515.

Shugarov, S., Golysheva, P., Sokolovsky, K., Chochol, D.: 2016, Proceedings of Astro plate,

59.

Simonian, G., et al.: 2015, Astron. Telegram, 8042.

Simonian, G., et al.: 2015, Astron. Telegram, 6981.

Stellingwerf, R. F.: 1978, ApJ, 224, 953.

Szkody, P., Henden, A., Fraser, O., et al.: 2004, AJ, 128, 1882.

Szkody, P.; Henden, A.; Fraser, O. J. and 10 coauthors: 2005, AJ 129, 5.

Tanabe, K., Akazawa, H., Fukuda, N.: 2017, Proceedings of Sciences, 44.

Thorstensen, J.: 2016, Astron. Telegram, 9141.

Uemura, M., Arai, A., Krajci, T., Pavlenko E. P., Shugarov, S. Yu. and 24 coauthors: 2008, PASJ,

60, 2.

Uthas, H., Knigge, C., Long, K.S., Patterson, J., Thorstensen, J.: 2011, MNRAS, 414, 85.

Volkov, I. M., Volkova, N. S.: 2003, Proceedings of the AFOEV Intern. Conf. Bourbon-Lancy, France, 121.

Voloshina, I.: 2012, Mem. S.A.It., 83, 693.

Warner, B: 1985, in Interacting Binaries, ed. P. P Eggleton, & J. E. Pringle (Dordrecht: D. Reidel Publishing Company), 367.

Warner, B.: 1995, Cataclysmic Variable Stars (Cambridge, Cambridge Univ. Press).

Webbink, R. F., Livio M., Truran J. W., Orio M.: 1987, ApJ, 314, 653.

Whitehurst, R.: 1988, MNRAS, 232, 35.

Williams, S. C., Darnley,M. J., Bode,M. F., & Copperwheat, C. M.: 2015, Astron. Telegram, 6992.

Wils, P.: 2009, Information Bulletin on Variable Stars, 5916, 1.

Wils, P., Krajci, T., Hambsch, F., Muyllaert, E.: 2011, Information Bulletin on Variable Stars, 5982, 1.

Zejda, M., Pejcha, O.: 2016, Astron. Telegram, 9132.

Zola, S., Ciprini, S., Debski, B., et al.: 2016, Astron. Telegram, 9167.