Kataklyzmické proměnné IBWS 2006, 28. října 2006, Vlašim Jan Štrobl, Vojtěch Šimon, René Hudec, Filip Münz

Kataklyzmické proměnné (CVs) ➢ CVs jsou interagující dvojhvězdy, kde primární složku tvoří bílý trpaslík. ➢ Systém se typicky skládá z bílého trpaslíka, z hvězdy hlavní posloupnosti a z akrečního disku (ale jsou i některé podtypy bez disku). ➢ Akreční disk je podstatnou a výrazně dominantní zářivou složkou systému a je obvyklým důvodem proměnnosti. ➢ Kromě typických změn v disku se do výsledné proměnnosti záření může projevit také překotné termonukleární “hoření” hmoty, nahromaděné na povrchu bílého trpaslíka (výbuch novy).

Základní rozdělení CVs Nemagnetické – slabé magnetické pole WD: B << 1 MG Nemagnetické – slabé magnetické pole WD: B << 1 MG Klasické novy (CN) – jeden pozorovaný výbuch novy, zjasnění o 8 – 15 mag. Způsobeno termonukleárním hořením nahromaděné hmoty na povrchu WD. Rekurentní novy (RN) – vícekrát pozorované jako nova. Novám podobné (NL) – neeruptivní CVs. Trpasličí novy (DN) – opakovaná vzplanutí (outbursts), Δm ~ 2 – 5 mag, perioda 10 dnů až několik let. Způsobeno změnami v akrečním disku. Magnetické Magnetické Polar – WD: B > 10 MG Intermediální polar – WD: B ≈ 1 – 10 MG

V1494 Aql z databáze AAVSO

Základní rozdělení CVs Nemagnetické – slabé magnetické pole WD: B << 1 MG Nemagnetické – slabé magnetické pole WD: B << 1 MG Klasické novy (CN) – jeden pozorovaný výbuch novy, zjasnění o 8 – 15 mag. Způsobeno termonukleárním hořením nahromaděné hmoty na povrchu WD. Rekurentní novy (RN) – vícekrát pozorované jako nova. Novám podobné (NL) – neeruptivní CVs. Trpasličí novy (DN) – opakovaná vzplanutí (outbursts), Δm ~ 2 – 5 mag, perioda 10 dnů až několik let. Způsobeno změnami v akrečním disku. Magnetické Magnetické Polar – WD: B > 10 MG Intermediální polar – WD: B ≈ 1 – 10 MG

Trpasličí novy (Dwarf Novae) Další třídění podle tvaru světelných křivek: U Geminorum (U Gem) – vzplanutí (outbursts) o 2 – 6 mag, nárůst během 1 – 2 dnů, perioda ≈ 10 – 1000 dnů. U Geminorum (U Gem) – vzplanutí (outbursts) o 2 – 6 mag, nárůst během 1 – 2 dnů, perioda ≈ 10 – 1000 dnů. Z Camelopardalis (Z Cam) – mezi vzplanutími občas dochází k období ustálené jasnosti (standstill), kdy se jasnost hvězdy téměř nemění a je mezi minimem a maximem jasnosti; toto období může trvat desítky dnů až roky. Z Camelopardalis (Z Cam) – mezi vzplanutími občas dochází k období ustálené jasnosti (standstill), kdy se jasnost hvězdy téměř nemění a je mezi minimem a maximem jasnosti; toto období může trvat desítky dnů až roky. SU Ursae Majoris (SU UMa) – mezi “běžnými” vzplanutími (trvání 1-2 dny) občas dojde k supervzplanutí (superoutburst), které trvá 10 – 20 dnů a je jasnější o ≈ 2 mag než normální vzplanutí. SU Ursae Majoris (SU UMa) – mezi “běžnými” vzplanutími (trvání 1-2 dny) občas dojde k supervzplanutí (superoutburst), které trvá 10 – 20 dnů a je jasnější o ≈ 2 mag než normální vzplanutí.

Trpasličí novy (Dwarf Novae) Další třídění podle tvaru světelných křivek: U Geminorum (U Gem) – vzplanutí (outbursts) o 2 – 6 mag, nárůst během 1 – 2 dnů, perioda ≈ 10 – 1000 dnů. U Geminorum (U Gem) – vzplanutí (outbursts) o 2 – 6 mag, nárůst během 1 – 2 dnů, perioda ≈ 10 – 1000 dnů. Z Camelopardalis (Z Cam) – mezi vzplanutími občas dochází k období ustálené jasnosti (standstill), kdy se jasnost hvězdy téměř nemění a je mezi minimem a maximem jasnosti; toto období může trvat desítky dnů až roky. Z Camelopardalis (Z Cam) – mezi vzplanutími občas dochází k období ustálené jasnosti (standstill), kdy se jasnost hvězdy téměř nemění a je mezi minimem a maximem jasnosti; toto období může trvat desítky dnů až roky. SU Ursae Majoris (SU UMa) – mezi “běžnými” vzplanutími (trvání 1-2 dny) občas dojde k supervzplanutí (superoutburst), které trvá 10 – 20 dnů a je jasnější o ≈ 2 mag než normální vzplanutí. SU Ursae Majoris (SU UMa) – mezi “běžnými” vzplanutími (trvání 1-2 dny) občas dojde k supervzplanutí (superoutburst), které trvá 10 – 20 dnů a je jasnější o ≈ 2 mag než normální vzplanutí.

U Gem z databáze AAVSO

Trpasličí novy (Dwarf Novae) Další třídění podle tvaru světelných křivek: U Geminorum (U Gem) – vzplanutí (outbursts) o 2 – 6 mag, nárůst během 1 – 2 dnů, perioda ≈ 10 – 1000 dnů. U Geminorum (U Gem) – vzplanutí (outbursts) o 2 – 6 mag, nárůst během 1 – 2 dnů, perioda ≈ 10 – 1000 dnů. Z Camelopardalis (Z Cam) – mezi vzplanutími občas dochází k období ustálené jasnosti (standstill), kdy se jasnost hvězdy téměř nemění a je mezi minimem a maximem jasnosti; toto období může trvat desítky dnů až roky. Z Camelopardalis (Z Cam) – mezi vzplanutími občas dochází k období ustálené jasnosti (standstill), kdy se jasnost hvězdy téměř nemění a je mezi minimem a maximem jasnosti; toto období může trvat desítky dnů až roky. SU Ursae Majoris (SU UMa) – mezi “běžnými” vzplanutími (trvání 1-2 dny) občas dojde k supervzplanutí (superoutburst), které trvá 10 – 20 dnů a je jasnější o ≈ 2 mag než normální vzplanutí. SU Ursae Majoris (SU UMa) – mezi “běžnými” vzplanutími (trvání 1-2 dny) občas dojde k supervzplanutí (superoutburst), které trvá 10 – 20 dnů a je jasnější o ≈ 2 mag než normální vzplanutí.

Z Cam z databáze AAVSO

Trpasličí novy (Dwarf Novae) Další třídění podle tvaru světelných křivek: U Geminorum (U Gem) – vzplanutí (outbursts) o 2 – 6 mag, nárůst během 1 – 2 dnů, perioda ≈ 10 – 1000 dnů. U Geminorum (U Gem) – vzplanutí (outbursts) o 2 – 6 mag, nárůst během 1 – 2 dnů, perioda ≈ 10 – 1000 dnů. Z Camelopardalis (Z Cam) – mezi vzplanutími občas dochází k období ustálené jasnosti (standstill), kdy se jasnost hvězdy téměř nemění a je mezi minimem a maximem jasnosti; toto období může trvat desítky dnů až roky. Z Camelopardalis (Z Cam) – mezi vzplanutími občas dochází k období ustálené jasnosti (standstill), kdy se jasnost hvězdy téměř nemění a je mezi minimem a maximem jasnosti; toto období může trvat desítky dnů až roky. SU Ursae Majoris (SU UMa) – mezi “běžnými” vzplanutími (trvání 1-2 dny) občas dojde k supervzplanutí (superoutburst), které trvá 10 – 20 dnů a je jasnější o ≈ 2 mag než normální vzplanutí. SU Ursae Majoris (SU UMa) – mezi “běžnými” vzplanutími (trvání 1-2 dny) občas dojde k supervzplanutí (superoutburst), které trvá 10 – 20 dnů a je jasnější o ≈ 2 mag než normální vzplanutí.

SU UMa z databáze AAVSO

Co způsobuje rozdílné chování nemag. CVs? Nestabilita akrečního disku! Předpoklad osově symetrického, geom. tenkého disku. Předpoklad osově symetrického, geom. tenkého disku. Viskozita => transport momentu hybnosti směrem ven, spirálování, tok hmoty M ke středu. Viskozita => transport momentu hybnosti směrem ven, spirálování, tok hmoty M ke středu. Obvykle předpoklad konstantního přetoku hmoty ze sekundární složky. Obvykle předpoklad konstantního přetoku hmoty ze sekundární složky. Chování disku vysvětluje „The disk instability model“ (původně Osaki, 1974, následný vývoj v přehledu Osaki, 1996). Chování disku vysvětluje „The disk instability model“ (původně Osaki, 1974, následný vývoj v přehledu Osaki, 1996)..

DIM - The disk instability model Surface density of disk (např. Smak, 1984) A-B: trpasličí nova v klidové fázi  Vodík převážně neutrální  Nízká viskozita disku  Hmota se shromažďuje v disku B: kritická  - vodík ionizuje  T eff a viskozita rostou  Ohřívací vlna se šíří diskem  Rychlá akrece hmoty na WD D: T eff ve vnějším disku klesá pod ionizační teplotu H ionizační teplotu H  Část hmoty byla akreována z disku na WD z disku na WD  Začíná se šířit ochlazovací vlna (konec vzplanutí) (konec vzplanutí)

Disk v klidové fázi a vzplanutí... quiescenc e outburst Radiální profil teploty v akrečním disku (Wood et al. 1986) (Horne & Cook 1985)  plochý teplotní profil, disk studený, opticky tenký disk studený, opticky tenký  strmý teplotní profil, disk horký, opticky tlustý disk horký, opticky tlustý

slapová nestabilita (vznik supervzplanutí, superoutburst) nestabilita disku (klidová fáze, vznik vzplanutí)

Základní rozdělení CVs Nemagnetické – slabé magnetické pole WD: B << 1 MG Nemagnetické – slabé magnetické pole WD: B << 1 MG Klasické novy (CN) – jeden pozorovaný výbuch novy, zjasnění o 8 – 15 mag. Způsobeno termonukleárním hořením nahromaděné hmoty na povrchu WD. Rekurentní novy (RN) – vícekrát pozorované jako nova. Novám podobné (NL) – neeruptivní CVs Trpasličí novy (DN) – opakovaná vzplanutí (outbursts), Δm ~ 2 – 5 mag, perioda 10 dnů až několik let. Způsobeno změnami v akrečním disku. Magnetické Magnetické Polar – WD: B > 10 MG Intermediální polar – WD: B ≈ 1 – 10 MG

Magnetické CVs - polary ● Silné mag. pole: B > 10 MG. ● Přetok hmoty kontrolován magnetickým polem bílého trpaslíka. ● Změny m se rychle projevují změnami jasnosti..

Především netermální záření: ● cyclotronová em. z akrečního sloupce (především optika a UV) ● brzdné záření z šokové oblasti nad místem dopadu na WD (X) Magnetické CVs - polary

Intermediální polary ● B ≈ 1 – 10 MG ● Tvoří mezistupeň mezi Polary a nemagnetickými CV. ● Systémy někdy obsahují i akreční disk, v omezené formě. ● V některých případech dokonce vykazují chování DN (např. GK Per, DO Dra)

Zdroje záření u CV ● WD a sekundární hvězda (podstatná složka především v období klidu). IR, opt. ● Akreční disk (tepelné záření), silně dominantní během vzplanutí. Nemag., případně IP. IR, opt., UV. ● Okrajová vrstva (boundary layer). Podle podmínek zdrojem brzdného nebo (pokud je okolí opt. tlusté) tepelného záření. Pouze u nemagnetických systémů. - Měkký nebo tvrdý Rtg. ● Brzdné záření z šokové vlny po dopadu akrečního sloupce nebo akreční opony. Polary a IP. Tvrdý Rtg. ● Cyklotronové záření z akrečního sloupce – pouze Polary. Především optika a UV. ● Odražené záření, vnitřní část disku u IP...

Multispektrální přístup... ● Jak bylo předvedeno, problematika CV se týká široké spektrální škály, od IR do tvrdého RTG/ měkkého gama oboru. U některých velmi specifických případů byla dokonce objevena emise v TeV (např. AE Aqr, Meintjes et al. 1992). ● CV vykazují proměnnost na různých časových škálách, v různých oborech spektra. ● Ideální přístup by vyžadoval komplexní model a kvalitní, nejlépe simultánní „multispektrální“ data. ● V našem případě jde spíše o využití dostupných dat z různých spektrálních oborů pro víceméně nezávislé analýzy. ● Exkluzivita použitých dat nicméně dává vyhlídky na zajímavé výsledky.

INTEGRAL – suitable for: suitable for: (a) detection of the populations of CVs and symbiotics with of CVs and symbiotics with the hardest X-ray spectra the hardest X-ray spectra (b) simultaneous observations in the optical and hard X-ray in the optical and hard X-ray regions regions (c) long-term observations with OMC – including a search for OMC – including a search for rapid variations in observing rapid variations in observing series during science window series during science window (OMC observations also for (OMC observations also for systems bellow the detection systems bellow the detection limit in hard X-rays) limit in hard X-rays) IBIS – all obs. IBIS – Core Program Program Known CVs: Catalog and Atlas of Cataclysmic Variables (Downes et al. 2001) Total exposure times of IBIS Total exposure times of IBIS

V1223 Sgr Intermediate polar Accretion via a disk Bright X-ray source (4U 1849–31) Orbital period: P orb = 3.37 h (Osborne et al. 1985, Jablonski and Steiner 1987) Rotational period of the white dwarf: P rot = 746 sec (Osborne et al. 1985) Beat period (combined effect of P orb and P rot ): P beat = sec (Steiner et al. 1981) Prominent long-term brightness variations: - outburst with a duration of ~6 hr and amplitude >1 mag) (van Amerongen & van Paradijs 1989) - episodes of deep low state (decrease by several mgnitudes) (Garnavich and Szkody 1988)

Field of the intermediate polar V1223 Sgr. Co-added frames from IBIS. Mid exp. JD Exp sec (32.8 hr). Size of the field: 9.1 o x7.1 o. North is up, East to the left. 15 – 25 keV 25 – 40 keV 40 – 60 keV V1223 Sgr

Relation between hard X-ray flux and optical magnitude Relating processes in different regions: Disk (optical) Impact region near magnetic pole of white dwarf (X-ray) Time evolution of the V band magnitude and X-ray flux in the 15 – 60 keV passband Relation between the V band magnitude and X-ray flux in the 15 – 60 keV passband IBIS spectrum in the 15 – 60 keV region Spectral profile remains largely unchanged during shallow low state

OMC data (100 sec exp. only) Ephemeris of Jablonski and Steiner (1987): P orb = 3.37 hr The profile and phasing of the optical modulation appears to be quite similar to that observed by Jablonski and Steiner (1987) in the high state Smooth curve: moving averages Observations of all three time intervals follow the modulation and possess the same mean level of brightness Scatter – rotational modulation of the WD contributes V1223 Sgr Orbital modulation Optical keV Flat modulation in far X-rays Possible dip at phase ~0.9 may be caused by a very dense material pushed away from the orbital plane by the stream impact Observable emission region does not vary through the orbital cycle N H =0 atoms/cm 2 N H =10 24 atoms/cm 2 N H =5x10 23 atoms/cm 2

V 1432 Aql Desynchronized polar (e.g. Patterson et al. 1995). Orbital period (3.37 hr) and the rotational period of the WD differ by ~0.3 percent Field of V1432 Aql. Co-added fully coded images from IBIS: JD Integration time: sec. Size of the field: 9 o x7 o. North is up, East to the left. 15 – 40 keV 40 – 80 keV Averaged OMC light curve light curve Flux (15 – 40 keV) = (8.8 +/- 0.9) x photon/cm 2 /s L (15 – 40 keV) = 1.4 x erg/s

IBIS image of the field of the intermediate polar V2400 Oph and the symbiotic (neutron star) system V2116 Oph. Co-added fully coded images from IBIS: JD JD JD Integration time: sec. Size of field: 9.1 o x7.1 o. North is up, East to the left. V2400 Oph Averaged OMC light curve Diskless intermediate polar Orbital period: P orb = 3.4 hr Rotational period of the WD: P rot = 927 sec Beat period: P beat = 1003 sec (Buckley et al. 1997) 15 – 40 keV Flux (15 – 40 keV) = (9.37 +/- 1.14) x photon/cm 2 /s

IBIS (25–40 keV) image of GK Per (Integr. time: sec Co-added images: 19 March 2003, 27 – 29 July Size of field: 4.1 o x3.0 o. North is up, East to the left. GK Per INTEGRAL Quiescent X-ray spectrum Parameters from Ishida et al. (1992) ( kT = 32 keV, N H = cm -2, norm. factor: / photon/cm 2 /s 1 /keV) IBIS Interval between outbursts:  t = 973 days IBIS obs.: start at ~42 percent of this interval (measured since the previous outburst). Ishida’s et al. reference spectrum:  t = 983 days (start at ~29 percent of this interval). Amount of matter arriving to the WD and the parameters of the X-ray emitting region on the WD remained almost the same during these phases of the quiescent intervals. Flux (15 – 40 keV) = (2.7 +/- 1.2) x photon/cm 2 /s L (15 – 40 keV) = 4.6 x erg/s

Upper limits of fluxes of CVs not detected by IBIS (13 – 40 keV): Upper limits of fluxes of CVs not detected by IBIS (13 – 40 keV): CVTypeLimiting fluxIntegration time [photon/cm 2 /s][seconds] V603 AqlNova-like1.7 x V1500 CygPolar1.5 x EM CygDwarf nova3.6 x EY CygDwarf nova2.8 x V426 OphDN/IP?3.6 x QQ VulPolar4.3 x IX VelNova-like1.6 x

GK Per ● Explodovala jako klasická nova roku ● Intermediální polar, velmi dlouhá P orb =1.99 dnů (Crampton et al. 1986) ● Rotační perioda WD P spin =351 sec (Watson et al. 1985) ● Po návratu do klidové fáze se objevily fluktuace ~1 mag, které se později vyvinuly v poměrně neobvyklé vzplanutí jako u trpasličích nov. (Sabbadin & Bianchini 1983, Hudec 1981)

GK Per – data z Mexika...

GK Per – pokrytí daty

GK Per – pokrytí daty – filtr V

GK Per – pozorování ve filtru V

GK Per – pokrytí daty – filtr V

GK Per – pokrytí daty uvby fotometrie

GK Per – uvby fotometrie V (b-y) m1 c1

GK Per – pokrytí daty – filtr R (BOOTES 1A)

GK Per – pozorování ve filtru R, celonoční pozorování BOOTES 1A

Co s tím? Třeba periodová analýza. U GK Per existuje několik známých period. Jedná se hlavně o tyto: P orb = 1,99 dne P orb = 1,99 dne P spin = 351 s P spin = 351 s několik dalších period několik dalších period ~ desítky sekund (např. Pezzuto et al., 1996A&A P)

Více dat, více... ● Prozatím máme k dispozici optická pozorování z Mexika a ze Španělska, přidána budou ještě data z RT BART (Ondřejov) a možná také z dalších dalekohledů, takže bychom měli dosáhnout velmi dobrého pokrytí celého vzplanutí. ● Prozatím nepovšimnuta zůstala data z Mexického 2,1 m spektrometru (378 – 688 nm), jejich využití by mohlo být logicky dalším krokem. Bohužel existuje obava o vyhovující kvalitu těchto dat.

Konec... (uffff..)

Optical light curve X-ray spectrum Flaring light curves