СПЕКТРАЛЬНЫЕ И ФОТОМЕТРИЧЕСКИЕ ИССЛЕДОВАНИЯ ПОЛЯРА 1RXS J152506.9-032647

УДК 524.338-335

СПЕКТРАЛЬНЫЕ И ФОТОМЕТРИЧЕСКИЕ ИССЛЕДОВАНИЯ ПОЛЯРА

© 2019 М. М. Габдеев1*, В. В. Шиманский2, Н. В. Борисов1, И. Ф. Бикмаев2, А. С. Москвитин1, А. И. Колбин2

Представлены результаты фотометрических и спектральных наблюдений поляра Л52506.9-032647. Наблюдения проводились на телескопах САО РАН БТА и Цейсс-1000, а также на Российско-Турецком телескопе РТТ-150. Определен орбитальный период системы 0 а06462793. Объект наблюдался в среднем (Яс) = 17т8 в 2013 и 2017 гг. и высоком состояниях {Кс) = 16т8 в 2016 г. Анализ кривых блеска показал, что аккреция в системе происходит на два магнитных полюса белого карлика. Спектры объекта имели типичный для поляров вид с интенсивными эмиссионными линиями водорода серии Бальмера (Н1), нейтрального (Не1) и ионизованного (Не II) гелия, и более слабыми линиями тяжелых элементов (Ре II), (С II), (С III), (М^П). Эмиссионные линий водорода и гелия показали двухкомпонентную структуру. Определены параметры системы: = 0.56 ± 0.04М©, М2 = 0.133 ± 0.008М©, ц = 0.24 ± 0.001, г = 79° ± 1°, ЯЬ2 = 0.16 ± 0.01Д©, ЙЬ2/Й2 = 1.04, А = 0.6 ± 0.02Д©.

В современной астрофизике поляры классифицируются как полуразделенные тесные двойные системы (ТДС) на поздних стадиях эволюции, содержащие белые карлики (БК) с магнитными полями более 5 МГс. В этих системах альфве-новский радиус, определяемый балансом давлений магнитного поля и потока вещества, аккрецирующего на белый карлик, превышает размеры его полости Роша, что приводит к формированию канализированного типа аккреции. Донорами в полярах являются маломассивные звезды, характеристики которых близки к ожидаемым для главной последовательности (ГП). Большинство поляров не показывает заметной вспышечной активности, вследствие чего их относят к классу новоподобных катаклизмических переменных. Сильное магнитное поле белого карлика приводит к канализированному режиму аккреции и полностью синхронизирует вращение компонентов системы с орбитальным периодом. Вследствие этого переменность в шкале орбитального периода неизменна (стабильна) на больших интервалах времени. Ее амплитуда варьируется от 0 m 1 до 1m5 и обусловлена изменениями

E-mail: crucifer.troll@gmail.ru

проекции сложной аккреционной колонны на картинную плоскость и ее возможными самозатмениями. Кроме того, у многих поляров наблюдаются глубокие затмения до 5т, вызванные полным закрытием холодной звездой белого карлика и компактной аккреционной структуры. Одновременно излучение поляров, формирующееся, в основном, в околополюсных областях, оказывается поляризованным до 10% и более, а у части систем круговая поляризация показывает изменение знака, что говорит о наличии двухполюсной аккреции. Важной особенностью поляров является регистрация у них рентгеновского излучения вследствие малой оптической толщины вещества, окружающего зону аккреции на поверхности белого карлика. Данное излучение приводит к появлению эффектов флуоресценции как в веществе, перетекающем со вторичной компоненты, так и на ее поверхности. В результате оптические спектры поляров содержат мощные однопиковые эмиссии Н I, Не!, С III, РеII и особенно Не II, в линиях которого флуоресценция наиболее эффективна.

Для классификации и анализа эволюционного статуса поляров оказывается важной проблема сравнения их фундаментальных характеристик с аналогичными для близких типов катаклизмических переменных. В наиболее полном каталоге ТДС Риттера и Колба [1 ] представлены данные о 148 классифицированных полярах, но массы компонент найдены только у 22 объектов. Усредненная масса их главных компонент составляет Мх = 0.73 ± 0.20М©, вторичных — М2 = 0.23 ± 0.14М©. Аналогичные усредненные массы компонент 13 классических новых разных подклассов равны Мх = 0.93 ± 0.25М© и М2 = 0.71 ± 0.54М©, 63 новоподобных звезд — Мх = 0.73 ± 0.19М© и М2 = 0.36 ± 0.25М©. Классические новые несомненно должны содержать более массивные вторичные компоненты, что подтверждается представленной статистикой. Массы главных компонент поляров оказываются меньше на 0.20М©, чем в классических новых, но полностью соответствуют массам всех новоподобных систем. Однако массы их вторичных компонент в среднем превышают аналогичные значения у поляров на 0.13М©. Отметим, что во всех трех подклассах ТДС наблюдается значительная дисперсия оценок М2, что связано как с реальным различием масс звезд в системах с разным орбитальным периодом, так и со значительными ошибками их определения. Косвенным подтверждением этого факта применительно полярам является их разделение на две изолированные группы по значениям М2: для 4 систем оно варьируется в пределах М2 = 0.36—0.50М©, а в остальных не превышает М2 = 0.18М©. Добавим, что имеющиеся оценки масс белых карликов также могут содержать большие ошибки, т.к. у четырех из них массы не превышают Мх = 0.45М©, что на 0.20М© меньше, чем у всех остальных систем. Обратимся к одной из последних работ по оценке масс белых карликов в новых по характеристикам их вспышек [2]. В упомянутой работе средняя масса белого карлика составляет 1.06М©, что существенно выше массы, полученной по данным каталога Риттера и Колба.

В итоге построение теории физического состояния и эволюции поляров и других новых звезд требует существенного уточнения и расширения информации об их фундаментальных параметрах, желательно получаемых на основе единой методики. Имеющийся опыт изучения поляров показывает, что наиболее корректные результаты можно получить для объектов с глубокими и, желательно, полными затмениями аккретора. Кроме очевидной возможности точного определения угла наклона орбиты, такие затмения позволяют определять размеры аккреционной структуры и вторичной компоненты, а в некоторых случаях — температуру и физическое состояние последней. Более того, фотометрические наблюдения затмения с малой временной скважностью могут использоваться для анализа формы и структуры аккреционных колонок, что является уникальной информацией.

Ограниченность списка известных поляров с глубокими или полными затмениями делает важной задачу поиска, классификации и комплексного исследования новых объектов данного типа. При решении такой задачи особое внимание необходимо уделять современным фотометрическим обзорам звезд с большой амплитудой переменности, голубым объектам вблизи неотождествленных источников рентгеновского излучения и кандидатам в катаклизмические переменные с сильными линиями ^П. Анализ наблюдений одного из таких объектов представлен в данной статье.

В ходе обзора неба на обсерватории Маунт Лем-мон [3] в созвездии Змеи была обнаружена звезда CRTS J 152506.9-032655 с большой амплитудой переменности: объект перешел из низкого состояния в высокое с изменением средней величины блеска на 2 ™2. Во время наблюдений 2012 года были найдены значительные вариации ее блеска в течение ночи в диапазоне от 16™5 до 17m. Полная амплитуда переменности в высоком состоянии составляла как минимум 5 ™5. Одновременно было обнаружено, что он попадает в область локализации рентгеновского источника ROSAT 1RXS J152506.9-032647 (далее RX 152506). Анализ этих данных позволил предположить принадлежность RX152506 к катаклизмическим переменным из класса поляров, что обусловило начало его фотометрических и спектроскопических наблюдений. Результаты фотометрических наблюдений и эфемерида объекта были опубликованы в 2017 г. [4]. Они обсуждаются в разделе 3.1.

Фотометрические наблюдения RX 152506 выполнялись на трех телескопах БТА и Цейсс-1000 САО РАН, и РТТ-150 обсерватории Тюбитак. При первых наблюдениях, проведенных в 2013 году на телескопе Цейсс-1000 в полосе Rc, использовался штатный фотометр с набором широкополосных фильтров системы Джонсона—Коузинса и ПЗС-приемник EEV 42-40 (2048x2048 пикселов размером 13.5 х 13.5 мкм) с азотным охлаждением. На телескопе БТА, в качестве дублирующей программы, при плохих изображениях объект наблюдался на приборе SCORPIO [5] в полосе Rc в 2016 и 2017 годах. Летом 2017 года RX 152506 дополнительно наблюдался на телескопе РТТ-150 с прибором TFOSC в фотометрической моде в полосе Rc.

плохих погодных условиях и 19 апреля 2013 г. при хорошей прозрачности атмосферы и размере изображения около 1". 6. Получено 16 и 18 спектров соответственно, с одинаковыми экспозициями в 300 секунд. Для калибровки по длинам волн использовалась лампа с Не—Аг наполнением, в качестве спектрофотометрического стандарта — звезда BD 33ё+4622 [6]. Обработка наблюдений проводилась по стандартным методикам в среде ГОЬ2.

г ■ 4&

Рис. 1. Изображение окрестностей объекта с отмеченными вторичным стандартом и звездами сравнения.

Таблица 1. Информация об опорных звездах

Ident a, s, Rc,

hh:mm:ss dd:mm:ss mag

Ref 15:25:07.1 -03:26:25 15.74 ±0.01

Compl 15:25:05.1 -03:26:21 16.57 ±0.02

Comp2 15:25:05.0 -03:24:11 16.16 ±0.02

Полный журнал наблюдений можно найти на сайте1. Там же можно найти таблицы с измерениями блеска системы и лучевых скоростей разных линий, которые мы выкладываем для использования в дальнейшем другими исследователями. На рис. 1 показано поле вокруг RX 152506 с отмеченными опорными звездами. В таблице 1 представлена информация об опорных звездах. Ошибки измерений вне затмения составили: Цейсс-1000 — 0m05, РТТ-150 — 0m017, БТА 2016 г. — 0m015, БТА 2017 г. — 0 m 02.

Спектральные наблюдения выполнены на 6-м телескопе БТА САО РАН с применением редуктора светосилы SCORPIO [5], светоприемника ПЗС-матрицы EEV 42-40 (2048x2048) с азотным охлаждением. Использовалась объемная гологра-фическая решетка с 1200 штр/мм (VPHG1200G) и щель шириной 1". Получены спектры в диапазоне ЛЛ = 3900—5700 A с разрешением 5.5 A. Наблюдения проводились 21 июля 2012 г. при

По результатам фотометрических наблюдений в полосе Rc был проведен гармонический анализ временных рядов. Использовался метод Лафлера-Кинмана [7], реализованный в программе EFFECT В. П. Горанского3. При построении эфемериды RX 152506 за нулевую фазу выбран момент полной фазы затмения:

HJD = 2457899d 4326(±0.0001)

+ 0d06462793(±0.00000003) E.

В статье [4] опубликована эфемерида с большей, чем у нас, точностью. Однако указанная авторами оценка точности вызывает сомнения вследствие ограниченности продолжительности их наблюдений 102 сутками. При имеющемся орбитальном периоде такая продолжительность охватывает не более 2000 циклов. С учетом наличия полных затмений точность фиксации фазы составляет около 0.01 периода, что соответствует итоговой ошибке определения периода на уровне 10_6 суток. Поэтому для построения фазовых кривых блеска мы использовали полученную нами эфемериду ( 1) (рис. 2).

Объект наблюдался в двух состояниях: высоком (ВС) — (Rc) = 16m8 в 2016 г. и среднем (СС) — (Rc) = 17m8 в 2013 и 2017 гг. Кривая блеска в среднем состоянии имеет сложный вид, на ней хорошо просматриваются два максимума: главный на фазе ф = 0.16 и вторичный в области фазы ф = 0.70. Главный максимум на 0m 1 ярче. Блеск системы между максимумами от периода к периоду может изменяться. Четкого представления причины таких изменений пока нет. При сравнении с другими затменными полярами (FLCet [8, 9], BS Tri [10, 11], V808 Aur [12-14]) можно предположить, что кривая блеска, обусловленная проекцией

СПЕКТРАЛЬНЫЕ И ФОТОМЕТРИЧЕСКИЕ ИССЛЕДОВАНИЯ ПОЛЯРА 1RXS J152506.9-032647331

о" тэ

!>00000°°01

< юоооооооооо ооооооооо

Рис. 2. Изменение блеска системы в полосе Rc в апреле 2016 г. и мае 2017 г. по данным БТА. Ошибки измерений не превышают 0m03, что меньше размера символов.

аккреционнои структуры на картинную плоскость, содержит лишь один максимум. Дополнительные вариации блеска обусловлены самопоглощением оптически толстоИ аккреционной структурой и затмением ее красным карликом. Однако данная модель не соответствует наблюдаемой кривой блеска в высоком состоянии, где сохраняются оба максимума при существенном уменьшении амплитуды колебаний. В этом состоянии отсутствуют сильные перепады блеска на коротких фазовых интервалах, но появляется «дип», т.е. эффект самозатмения аккреционной структуры, на фазах ф = 0.908—0.940, как у других систем в высоком состоянии (FL Ceti, V808 Aur). В результате мы пришли к выводу, что в системе имеются два равнозначных полюса аккреции. Подтверждение данного вывода можно получить при поляриметрических наблюдениях, либо на основе теоретического моделирования циклотронных гармоник в спектрах RX 152506.

Наблюдения на БТА позволили воспроизвести с малой временной скважностью форму затмения в двух состояниях системы. Как видно на рис. 3, в высоком состоянии вход в затмение происходит ступенчато. На рисунке отмечены начало входа в затмение ф = 0.969, в среднем состоянии оно начинается чуть раньше ф = 0.964. Первая фаза затмения заканчивается в ф = 0.975, в среднем состоянии в этот момент наступает полное затмение. Начало фазы полного затмения имеет небольшую неопределенность в связи с увеличением экспозиции, и расположено вблизи фазы ф = 1.005 ± 0.003. Полное затмение заканчивается в фазе ф = 1.037 (для нее точки на кривой блеска в среднем состоянии отсутствуют вследствие сбоев в работе матрицы). Выход из затмения происходит в фазе ф = 1.041. Как показывают исследования

Рис. 3. Кривые блеска вблизи фазы затмения в высоком (ВС) и в среднем (СС) состояниях — заполненные и открытые кружки соответственно. Вертикальными линиями отмечены слева направо: начало «дипа», конец «дипа», начало входа в затмение СС, начало входа в затмение ВС, начало плавного спада блеска ВС и полного затмения СС, начало полного затмения ВС, начало выхода из затмения, выход из затмения.

других объектов, выход из затмения имеет одинаковую форму для всех состояний системы. Поэтому принимая фазу завершения полного затмения для среднего состояния за ф = 1.037, получаем продолжительность полного затмения Дф = 0.062. Она накладывает ограничения на угол наклона и понадобится для определения параметров системы.

Звездная величина объекта в момент полного затмения в полосе Кс определялась по усредненным данным телескопов РТТ и БТА. Получились следующие значения: 22 т25 ± 0.15 — по наблюдениям на РТТ, 22т 16 ± 0.24 и 21т83 ± 0.18 — БТА в 2016 г. и 2017 г. соответственно. Небольшие различия порядка 0 т 15 между минимумами могут объясняться тем, что помимо красной звезды вклад в излучение дает оптически тонкая нестабильная оболочка.

Из вышесказанного следует, что в высоком состоянии присутствует дополнительная область излучения в континууме. Стоит отметить, что излучение этой области на 3 звездные величины слабее излучения области вблизи белого карлика,

т.е. составляет всего 6.25% от максимального излучения системы. Сравнивая продолжительности «дипа» и фазы предварительного спада блеска при входе в затмение, можно сделать вывод, что они обусловлены вкладом одной и той же структуры. Ее размеры оценены ниже, после определения параметров системы. В среднем состоянии затмение имеет симметричный профиль, а вход и выход из него сравнимы по продолжительности.

т-1-1-1-1-1-1-1-1-1-г

I \\ I С|М

\\v\\ijJ

Рис. 4. Суммарный нормированный спектр объекта с отождествленными линиями по результатам наблюдений апреле 2013 г. (а) и июле 2012 г. (Ь).

В спектрах НХ152506 наблюдаются интенсивные эмиссионные линии бальмеровской серии водорода Ш, нейтрального, Не^ и ионизованного, Не II, гелия, и более слабые линии тяжелых элементов (Ре II, СИ, СIII, MgII) (рис. 4). Следует отметить, что интенсивность линии Не II А4686 А сравнима с интенсивностью линии Нв, что свойственно полярам [15, 16].

Важной особенностью спектров являются сложные профили эмиссионных линий, с раздвоением центрального пика в некоторых фазах, и наличием в разных фазах дополнительных компонент в синем и красном крыле (рис. 5). В спектре, близком к затмению, линии имеют большой сдвиг в красную область до 800 км с-1, что говорит об их двухкомпонентной структуре. Мы провели модели -рование профилей линий двойными гауссианами в предположении, что одна компонента линий высокоамплитудная и менее интенсивная, другая имеет меньшую амплитуду и большую интенсивность. Пользуясь терминологией из статьи [13], будем называть высокоамплитудную составляющую синей компонентой, другую — красной. Результаты измерения длин волн компонент для линий Нв и Не II А4686 А показаны на рисунке 6. Измеренные значения лучевых скоростей аппроксимировались синусоидальной кривой с периодом, фиксированным по данным фотометрических наблюдений. Набор полученных параметров аппроксимации приведен в таблице 2.

Отметим, что точность определения центра гауссиан синей компоненты оказывается ниже ввиду ее малой интенсивности в фазах предшествующих затмению. Большое различие гамма-скорости линии Не II А4686 А для красной и синей

........0.79

\\ ------0.28 .

/ •••■ /& \\ // \\ \\ \\ \\ \\ \\ ............0.53

/ / i \\ \\ \\v\\ \\ / / \\ чi.i.i. 1 . 1 1 . 1

-2500 -2000 -1500 -1000 -500 0 500 1000 1500 V, km s1

Рис. 5. Формы профилей эмиссионной линии Не II А4686 А в зависимости от фазы. Хорошо выражена двухкомпонентная структура.

компоненты связано с исключением при аппроксимации точки в фазе ф = —0.12 и соответствующим занижением ее значения. В итоге имеем: равные значения полуамплитуд для обеих компонент, отставание по фазе красной компоненты на Дф ~ 0.1, различие гамма-скорости на 200 км с-1. Более подробно полученные результаты обсуждаются при разборе доплеровских карт в разделе 3.3.

В спектрах фаз, близких к затмению, сильно ослабевает интенсивность красных компонент водородных линий, в линии Не II А4686 А они пропадают полностью (см. рис. 5). Отмеченный факт позволяет сделать вывод, что данная компонента формируется в области вблизи точки Лагран-жа, закрываемой холодной звездой. Поэтому мы использовали полуамплитуду лучевых скоростей красной компоненты линии для определения параметров системы. Как и в предыдущих работах, мы рассчитали поправку полуамплитуды на центр масс

Phase Phase

Рис. 6. Кривые лучевых скоростей двух компонент линий H/3 и He II А4686 A и их аппроксимация синусоидальной функцией, (а) и (b) соответственно.

Таблица 2. Параметры кривых лучевых скоростей двух компонент эмиссионных линий Нв и Не II А4686 А

Line Red Blue

Хо, phase A, kms~l Vy, km s 1 Xo, phase A, kms~l VY, kms 1

И /3 0.78 ± 0.005 306 ± 12 -201 ±8 0.64 ± .005 1113 ± 42 -203 ± 29

Не II А4686 А 0.75 ±0.01 306 ± 25 -10 ±17 0.66 ± .005 1040 ± 37 -85 ± 25

красного карлика ДК2 = 68 км с-1, с применением метода численного моделирования его спектра, подробно описанного в работе [13]. В итоге полуамплитуда лучевых скоростей вторичной компоненты составила К2 = 374 км с-1. С учетом функции масс ^(М1) = 0.36, определенной по формуле

F(Mi) = 10385 х 10-11 (1 - е2)3/2 K^PCJ,

где е — эксцентриситет орбиты, приравненный 0, Р0 — орбитальный период, К2 — полуамплитуда лучевых скоростей центра масс вторичного компонента, для заданного угла наклона г варьировалось отношение масс q с получением оценок масс компонент, размеров большой полуоси и полости Роша вторичной компоненты. Для найденных значений М2 мы определяли радиус красного карлика Я2 с использованием эволюционных треков звезд ГП [17]. Учитывая, что радиус полости Роша должен быть заключен в диапазоне 1.04К2 < < 1.09К2, мы вычисляли значения К^2 для разных отношений масс компонентов q по формуле Игглтона [18]

и сравнивали их с полученными ранее радиусами красного карлика К2. Значения q, для которых выполнялось условие 1.04К2 < К^2 < 1.09Л2, накладывались на зависимости угла наклона

системы г от отношения масс Хорна [19] с учетом найденной нами продолжительности затмения Дф = 0.062. В итоге переопределялось новое значение угла наклона системы, с которым расчеты выполнялись заново до схождения итерационного процесса. В результате был получен следующий набор параметров: М1 =0.56 ± 0.04М®, М2 = 0.133 ± 0.008М0, Вь2 = 0.16 ± 0.01В0, Яь2/Я2 = 1.04, q = 0.24 ± 0.001, г = 79° ± 1°, А = 0.6 ± 0.02Ее.

Для оценки размеров областей излучения континуума в системе представляет интерес продолжительность выхода из затмения, которое накладывает ограничения на размер основной области излучения континуума. Зная скорость движения красного карлика по орбите и продолжительность выхода из затмения Дф = 0.004, оцениваем размер излучающей области К2ДфР0 ~ 8300 км. Вторая область локализована в струе перетекающего вещества, эта область оптически толстая, излучающая в континууме. Влияние это области мы видим дважды: во время «дипа» происходит самозатмение аккрецирующей структуры, во время затмения в ВС эта область излучает в континууме и постепенно затмевается красным карликом, и мы наблюдаем ступеньку, по продолжительности сравнимую с «дипом». Стоит отметить, что длительность входа и выхода «дипа» равны продолжительности выхода из затмения. Продолжительность «дипа» — Дф = 0.034, следовательно, полная протяженность

-2000 -1000 0 1000 V,, кт е-1

Рис. 7. Доплеровские карты, построенные по линиям Нв (а) и Не II А4686 А (Ь). На картах отмечены: «х» — центры масс белого и красного карликов, «+» — центр масс двойной системы, а также полость Роша вторичного компонента и траектория падения вещества с кеплеровскими скоростями.

излучающей области в струе перетекающего вещества вдоль орбиты белого карлика составляет примерно 71 000 км.

теоретического восстановления структуры аккреции системы с применением трехмерных магнито-гидродинамических моделей [21 ].

Доплеровские карты построены при помощи пакета программ Шпруита ^оршар&, реализующих метод минимизации энтропии [20]. Отметим, что доплеровские карты восстанавливаются в плоскости скоростей, где ось Х направлена от белого карлика к красному, а ось У — вдоль движения красного карлика по орбите. Найденные параметры системы использовались для схематического изображения компонентов системы на доплеров-ских картах. Результаты картирования с использованием линий Нв и Не II А4686 А показаны на рис. 7.

Доплеровские карты показывают яркую область вблизи точки Лагранжа и идущую от нее струю вещества, перетекающего в полость Роша белого карлика с нарастающей скоростью. На всех построенных картах отсутствуют любые следы дисковой структуры, что подтверждает принадлежность РХ 152506 к классу поляров. В области вблизи точки L1 формируются красные компоненты линий, в перетекающей струе — синяя. Значительный вклад струи мы наблюдали в полярах У808Аиг [13], в момент перехода в высокое состояние, и ВБТп [11], со вторым максимумом, но менее интенсивным, чем в исследуемом объекте (см. рисунок 6 в работе [11]). Поэтому мы предполагаем, что вклад струи становится значительным при активности обоих полюсов белого карлика. Подтвердить данную гипотезу можно в результате

Проведены исследования объекта РХ 152506 на основе спектральных и фотометрических данных. Все наблюдаемые особенности объекта подтверждают, что он является поляром. По фотометрическим данным определен орбитальный период системы Ро = 0а06462793(3). Анализ кривых блеска в высоком и среднем состоянии показал, что в системе аккреция происходит на два полюса. Определена продолжительность затмения системы и звездная величина в полосе Ес = 22.08 ± 0.24 в момент полного затмения. Сделана оценка размеров двух излучающий областей: примерно 8300 км — основной источник континуального излучения вблизи белого карлика и около 71 000 км — область излучения континуума в струе перетекающего вещества. Спектры объекта имеют вид, характерный для катаклизмических переменных с канализированной аккрецией вещества. Профили эмиссионных линий имеют сложную структуру. Мы выделили две компоненты линий, высокоамплитудную и низкоамплитудную, и определили их лучевые скорости в течение орбитального периода. Показано, что низкоамплитудная компонента формируется вблизи точки Лагранжа, поэтому ее полуамплитуда использовалась для определения параметров системы (М1 = 0.56 ± 0.04М©, М2 = 0.133 ± 0.008М©, q = 0.24 ± 0.001, г = 79° ± 1°, А = 0.6 ± 0.02Ее, Еь2 = 0.16 ± 0.01Е©, Еь2/Е2 = 1.04). Полученная масса белого карлика оказалась довольно

Таблица 3. Массы белых карликов поляр в системах типа

Object Ml, М Ref.

USNO-A2.0 0825-18396733 0.75 ±0.03 [22]

BS Tri 0.75 ±0.02 [И]

V808Aur 0.86 ±0.08 [13]

CRTS CSS 130604 J215427+155714 0.83 ±0.10 [23]

низкой по сравнению как с массами, найденными нами в предыдущих работах (см. таблицу 3), так и с массами, представленными в каталоге Риттера и Колба (см. Введение). Возможно, именно малая масса белого карлика приводит к наблюдаемой активности двух его магнитных полюсов. Для дальнейшего исследования объекта планируется проведение новых наблюдений, а также моделирование его оптического излучения.

ФИНАНСИРОВАНИЕ

Работа выполнена при финансовой поддержке Российского научного фонда (РНФ 14-50-00043) и Российского фонда фундаментальных исследований (РФФИ 18-42- 160003-а). Часть работы сделана при поддержке гранта РФФИ 16-3260039.

КОНФЛИКТ ИНТЕРЕСОВ

Автор заявляет об отсутствии конфликта интересов.

СПИСОК ЛИТЕРАТУРЫ

Spectroscopic and Photometric Study of the Polar 1RXS J152506.9-032647

M. M. Gabdeev, V. V. Shimansky, N. V. Borisov, I. F. Bikmaev, A. S. Moskvitin, and A. I. Kolbin

We present the photometric and spectroscopic observations of the polar 1RXS J152506.9-032647. The observations were carried out at the 6-m and Zeiss-1000 telescopes of the SAO RAS, and at the 1.5-m Russian-Turkish telescope RTT150. The determined orbital period of the system is 0^06462793. The object was observed in the intermediate (Rc) = 17m8 in 2013 and 2017 and high states (Rc) = 16m8 in 2016. The light curve analysis showed that the accretion in the system occurs towards two magnetic poles of the white dwarf. The spectra of the object was typical of polars with strong hydrogen emissions of the Balmer series (HI), of neutral (HeI), and ionized (HeII) helium, and weaker lines of heavier elements (FeII, C II, C III, and MgII). Hydrogen and helium emission lines showed a two-component structure. We determined the parameters of the system: M1 = 0.56 ± 0.04M©, M2 = 0.133 ± 0.008M©, q = 0.24 ± 0.001, i = 79° ± 1°, RL2 = 0.16 ± 0.01R©, RL2/R2 = 1.04, and A = 0.6 ± 0.02R©.